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transformação nuclear nos dá, pela primeira vez, alguma esperança de utilização práticada energia subatômica.” (pág. 94s)....
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remota nebulosa visível, seu diâmetro no tempo em que os elementos radioativos seformaram deve ter sido apenas 10 vezes ma...
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Resumo elaborado por Carlos Jorge Burke para o livro "ENSAIO SOBRE CONTRADIÇÃO. Civilização e Natureza: aquecimento global - síntese final?
Solicitação do arquivo no blog www.cburke.com.br

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GEORGE GAMOW - Nascimento e morte do sol

  1. 1. GAMOW, George. Nascimento e Morte do Sol: Evolução Estelar e Energia sub-atômica. Porto Alegre: Globo, 1944.Resumo por: Carlos Jorge Burke – www.cburke.com.brOBS: Se desejar, solicitar arquivo pelo blog.“Vemos agora que no caso da radiação as porções de energia, ou quanta, embora semimportância e negligenciáveis para as ondas longas do rádio, torna-se de grandesignificação para as ondas muito mais curtas emitidas pelos átomos. Simultaneamente, oquantum de energia mecânica adquire importância. somente para sistemas. de tamanhotão pequeno como o dos elétrons que giram em redor do núcleo atômico. E embora navida ordinária possamos desprezar a atomicidade da energia, como desprezamos aatomicidade da matéria, no microcosmo dos átomos a situação se torna de tododiferente. Os elétrons no modelo Rutherford não caem sobre o núcleo simplesmenteporque possuem o mínimo de energia que tais partículas podem possuir em taiscondições. Desde que possuem este mínimo de energia, que em princípio não podedecrescer ainda mais, o seu movimento pode ser definido como o "ponto-zero domovimento" - o que na velha física equivale ao completo repouso.Se procuramos dar alguma energia adicional ao átomo, o primeiro quantum dessaenergia muda completamente o estado de movimento do átomo e leva os seus elétronsao estado inicial de excitação quântica. A fim de voltar ao estado normal, nosso átomotem de emitir a soma de energia recebida sob forma de um quantum de luz, o queexplica o bem definido comprimento de onda da luz emitida.Embora a teoria atômica de Bohr contribua tremendamente para a nossa compreensãodos fenômenos subatômicos, é claro que ainda não representa a forma final dumaadequada teoria do movimento subatômico. Outro notável desenvolvimento da teoria doquantum ocorreu em 1926, quando o físico austríaco Erwin Schrõdinger e o alemãoWerner Heisenberg, simultaneamente, mas independentes um do outro, propuseram oque hoje é conhecido como o novo sistema de mecânica.Schrõdinger baseou a sua teoria na engenhosa idéia do brilhante Louis de Broglie,segundo a qual qualquer movimento de um corpo é acompanhado e guiado por algumaespecial “onda-pilôto”, a qual dá a tais movimentos certas propriedades característicasdo fenômeno onda. A teoria de Heisenberg sôbre a nova mecânica baseava-se em idéiatotalmente diversa, segundo a qual a posição e a velocidade de qualquer partícula emmovimento tem que ser descrita não por meio de números, mas por certas matrizes não-comutáveis, já do conhecimento da matemática pura há mais de um século. A despeitodestas profundas diferenças aparentes, verificou-se que as duas teorias erammatematicamente equivalentes, representando apenas diferentes aproximações damesma realidade física.” (pág. 66s).“Em tôdas as reações nuc1eáres até aqui discutidas as transformações consistemsobretudo na expulsão de comparativamente pequenas partes nucleares (como aspartículas-α, os elétrons, os nêutrons); até êste ponto do desenvolvimento da físicasubatômica, ainda não fôra observada a explosão do núcleo de um elemento pesado emduas partes mais ou menos iguais. Mas recentemente ( inverno de 1939) êsse efeito foiapreendido por dois físicos alemães, O. Hahn e Lise Meitner, os quais verificaram que,sob intenso bombardeio de um feixe de nêutrons os átomos de urânio, já de si instáveis,dividem-se em dois grandes fragmentos. Um dos fragmentos representa um núcleo debário e outro, presumivelmente, um núcleo de criptônio. O processo é acompanhado deliberação de energia que excede por um fator de centenas a energia produzida emqualquer outra reação nuclear. Como vamos ver adiante, êste novo tipo de
  2. 2. transformação nuclear nos dá, pela primeira vez, alguma esperança de utilização práticada energia subatômica.” (pág. 94s).“Em contraste com os projéteis nucleares carregados, os nêutrons representam aspartículas ideais para o bombardeio. Primeiramente, devido à completa ausência decarga elétrica, os nêutrons varam as cascas eletrônicas sem nenhuma perda de energia(como vimos, os nêutrons não deixam traço nebuloso em sua passagem); em segundolugar, quando finalmente colidem com um núcleo, não são detidos por nenhuma fôrçade repulsão. Segue-se que praticamente todos· os nêutrons lançados de encontro a umaespêssa camada de matéria cedo ou tarde encontram em seu caminho um núcleo e nelepenetram.Mas exatamente por causa desta penetrabilidade dos nêutrons e da facilidade com quesão por isso capturados, (*nota: como vimos no último capítulo, um nêutron, depois depenetrar no núcleo, lá fica, expulsando um próton ou uma partícula-α ou finalmentedescarregando sua energia por meio da emissão dum raio-γ (gama)) os nêutrons livresmostram-se muito raros na natureza, e não há nenhum elemento a que possamos chamar"neutério". Cumpre também notar que um nêutron livre não pode existir como tal pormais de meia hora, porque, instável como é, muito cedo emite uma carga negativa livre(um elétron comum), dêsse modo se transformando em próton.” (pág. 100s).“Vimos por que a nossa única esperança de obter resultados práticos dum bombardeiopor meio de nêutrons está em descobrir alguma reação nuclear em que os nêutrons, porassim dizer, se multipliquem a si mesmos. Se cada nêutron incidente só pudessearrancar do núcleo bombardeado dois ou mais nêutrons "frescos", e se essas novaspartículas pudessem a seu turno produzir ainda mais nêutrons na colisão com outrosnúcleos, de modo que o número de nêutrons atuantes crescesse em proporçãogeométrica (...), nosso problema estaria resolvido. A situação aqui é um tanto similar aoproblema da multiplicação das raças humanas; e do mesmo modo que o crescimento daspopulações só é possível se o número médio de crianças nascidas em cada família formaior que dois, assim também não menos de dois nêutrons devem ser emitidos por cadanúcleo "fecundado" pela colisão com um dos nêutrons incidentes da anterior geração.Em 1939 ainda se admitia que tal processo multiplicativo não se dava na natureza, e queas reações nucleares representavam uma proliferação de estritamente um para um (istoé, uma partícula só produzia outra). Como foi sugerido no último capítulo, entretanto asnovas experiências de Hahn e Meitner, no caso do bombardeio de urânio e tório pormeio de nêutrons, mostraram que os núcleos dêstes elementos são consideravelmentemais frágeis que os de qualquer outro. Quando chocados pelos nêutrons, êsses núcleosse rompem muitas vezes em duas partes grandes, e a ruptura é acompanhada daexpulsão de pequenos estilhaços nucleares sob forma de dois, três e às vezes quatronovos nêutrons. Assim, temos aqui um caso em que o processo multiplicativo realmenteocorre; e o adequado tratamento dessas reações nucleares pode conduzir-nos àpossibilidade de liberação de energia subatômica em. alta escala.Duas questões imediatamente surgem, a primeira relativa às razões pelas quais umfragmento de urânio, quando bombardeado por meio de nêutrons em nosso laboratório,não explode imediatamente, aniquilando os experimentadores e todos os sêres vivosnum raio de centenas de milhas. Porque, teoricamente, tal reação multiplicativa, umavez iniciada, devia assumir a forma de tremenda explosão, visto que as imensasquantidades de energia armazenadas nos átomos de urânio (10(elevado a 18) ergs por
  3. 3. grama, equivalente à energia explosiva duma tonelada de dinamite!) podem serliberadas numa fração de segundo.A resposta a esta importante pergunta é que, primeiro, o urânio usado em nossoslaboratórios é úmido - não úmido no sentido comum da palavra, mas no sentido de quea sua parte ativa está misturada com grande quantidade de material inativo (como umpedaço de pau pode estar saturado de água); e êsse material inativo absorve a maiorparte dos nêutrons novamente criados e assim os afasta do serviço ativo. Sabemos que ourânio comum se compõe duma mistura de dois isótopos, Ui e Uii (...), com pesosatômicos, respectivamente, de 238 e 235. O isótopo mais leve, Uii, está presente namistura em pequena concentração de apenas 0,7 por cento; êste isótopo é o responsávelpela ruptura e a intensa emissão de nêutrons. O isótopo pesado Ui forma 99,3 por centoda mistura e também capta os nêutrons incidentes; mas em vez de rompê-los com altaenergia liberatória os retém e emite o excesso de energia sob forma de radiação-γ. Dêssemodo, só muito poucos dos nêutrons produzidos tomam parte no processo demultiplicação; e para obtermos um processo de multiplicação progressiva temos deseparar os isótopos leves dos pesados, o que ainda não conseguimos realizar. Amoderna técnica da separação do isótopo envolve grande número de sucessivasdifusões, durante as quais a concentração do isótopo mais leve gradualmente recrescenas frações difusas do material.Estudos para a separação dos isótopos de urânio estão em curso em vários laboratórios,e é provável que cheguem dentro em pouco a resultados muito interessantes. (*nota: A15 de março de 1940 esta separação foi finalmente anunciada pelos Drs. O. Nier, E. T.Booth, J. R. Dunning e A. V. Grosse, mas para quantidades muito pequenas (0,000.000.001 grama)). Há pouca base para recear que um belo dia o laboratório queprimeiro produza um isótopo Uii de alta concentração voe pelos ares com tôda a cidadeem redor. Porque a recrescente concentração do isótopo mais leve de urânio seráprovavelmente acompanhada de uma correspondente queda da liberação de energiasubatômica; e antes que o calor desenvolvido se torne perigoso, o processo de separaçãose deterá, prevenindo a explosão. Esperemos pelo menos que assim seja!” (pág. 102ss).“Vamos mergulhar pela ´ltima vez, nas profundezas da matéria, resumindo as principaisconclusões dos capítulos anteriores. Primeiramente vimos que a matéria, que parece tãohomogênea à luz das nossas experiências cotidianas, na realidade se compõe depequeninos grânulos chamados moléculas. Nenhum microscópio é bastante poderosopara nos permitir a visão dessas partes constituintes da matéria, e a sutilíssimos eespecialíssimos métodos tem a física moderna de recorrer para provar a sua existência eestudar-lhes as características.Há por exemplo, cerca de 600.000.000.000.000.000.000.000 (23 zeros!) moléculas deH2O em cada polegada cúbica de água, e todas perpetuamente animadas de vigoroso edesordenado movimento térmico, qual um amontoado de peixes vivos dentro da cestado pescador. Este movimento molecular gradualmente esmorece com a queda datemperatura, mas é preciso que esta caia a 273°.C. abaixo de zero para que taispartículas fiquem em completo repouso. Por outro lado, a elevação da temperaturaacelera a agitação das moléculas e afinal as arrasta à separação. Sabemos que formamentão um gás, ou vapor, no qual as partículas se movem mais ou menos livres e colidemcom outras interpostas em seu caminho.Há tantos tipos de moléculas como há substâncias químicas (isto é, centenas demilhares); mas se as olharmos mais de perto vemos que as moléculas são compostas departículas muito menores chamadas átomos. Existem apenas 92 qualidades de átomos,correspondentes aos 92 elementos químicos puros, embora simples combinações dêstes
  4. 4. átomos produzam os inumeráveis compostos químicos. As várias redistribuições dosátomos em moléculas complexas podem ser observadas como reações químicasespecíficas, ou transformações de um composto químico em outro. A despeito, porém,de todas as tentativas medievais no campo da alquimia, os átomos teimosamente serecusaram a transformar-se um em outro, o que levou os químicos à errônea conclusãode que eram realmente elementares e indivisíveis, como fôra sugerido pelos gregos; onome "átomo" quer dizer indivisível.Mas o progresso da física abalou no fim do século passado êsse ponto de vista, e hojesabemos que um átomo é um complicado sistema mecânico, composto de um núcleocentral e um enxame de elétrons em redor, movidos por fôrças elétricas. A cidadelaindivisível passou então a ser êste núcleo, até que, último reduto da indivisibilidade deDemócrito, teve de ceder aos ataques do profundo investigador da matéria, chamadoLord Rutherford of Nelson.No ano de 1919 o primeiro núcleo de azoto foi por êle quebrado mediante umbombardeio de minúsculos projéteis - as partículas-α; e nas duas décadas seguintesocorreu o imenso progresso do que chamamos física nuclear. Dúzias de reaçõesnucleares foram produzidas e minuciosamente investigadas, de modo que hoje sabemosmais do núcleo atômico do que anos passados sabíamos do átomo.Os dois fatos mais importantes das reações nucleares, distintivos das reações químicascomuns, são as tremendas quantidades de energia subatômica liberadas nastransformações, e as tremendas dificuldades que se deparam aos investigadores paraproduzir tais reações em larga escala. De fato, devido à espêssa camada de cascaseletrônicas que rodeiam o núcleo individual, só uma pequena proporção dos projéteisusados nos bombardeios alcança o núcleo atômico, e de milhares de projéteis que oalcançam talvez não mais que um produza a desejada transformação. Se é verdade quedurante os últimos anos a descoberta dos nêutrons e das reações multiplicativas a êlesligadas nos deu alguma esperança de utilização prática da energia subatômicaarmazenada no interior dos átomos, essa esperança ainda permanece tal.O estudo das propriedades de desdobramento dos núcleos de urânio e tório nos levarammuito perto da solução do problema, mas êsses dois elementos são excepcionais emmatéria de instabilidade e além disso bastante raros no planeta. O problema básico decomo liberar a energia nuclear de outros elementos mais comuns é ponto que aindapermanece em aberto.Nos capítulos seguintes o leitor impaciente vai rever o Sol, e notaremos que atransformação em larga escala dos elementos comuns, os quais teimosamente retêmsuas energias ocultas ainda sob os mais intensos bombardeios, ocorre espontânea sobcertas condições de muito altas temperaturas, praticamente inatingíveis em nossoslaboratórios terrestres. E também veremos que essas transformações são inteiramenteresponsáveis pela luz e o calor do Sol e pela radiação de energia de todas as outrasestrelas do céu.” (pág. 106ss).“A DESCOBERTA das enormes quantidades de energia liberáveis no processo datransformação nuclear fornece-nos a chave duma possível solução do velho enigma daradiação solar. Já dissemos que as reações nucleares conducentes à transformação deum elemento em outro são em regra seguidas duma liberação de energia que excede, porum fator de muitos milhões, a energia liberada nas reações químicas comuns entre asmoléculas. Assim, um sol constituído de carvão queimar-se-ia completamente em 50 ou60 séculos, mas um Sol que extrai a sua energia de fontes subatômicas pode levarbilhões de anos se queimando.
  5. 5. Também sabemos que os elementos radioativos comuns, tais como o urânio e o tório,não existem, em suficiente abundância para explicar a tremenda produção de energia doSol (*nota: Esses elementos, entretanto, abundam o suficiente para que, por meio docalor que desenvolvem, sejam os principais responsáveis pelo fato do interior da Terraainda estar em estado de lava derretida); isso nos força a uma única possível conclusão:a observada liberação de energia deve correr por conta das transformações doselementos comuns ordinariamente estáveis. Podemos pois imaginar o interior do Solcomo um gigantesco laboratório alquímico onde a transformação de vários elementos serealiza de modo tão fácil como as reações químicas comuns em nossos laboratóriosterrestres.Nesse caso, quais são as extraordinárias facilidades dessa fábrica de energia cósmicaque produz o fenômeno da transformação nuclear em tão larga escala e libera tamanhasquantidades de energia subatômica? Se nos lembrarmos do que foi dito no Capítulo Isôbre as condições físicas no interior do Sol, veremos logo que o mais frisantecaracterístico dessas regiões é a temperatura extremamente alta, nem de longesuportáveis sob as nossas condições terrestres. Não se encontrará nessas altastemperaturas a razão do alto índice de transformação nuclear ocorrente no interior doSol? Sabemos que tôdas as reações comuns entre moléculas são grandemente aceleradaspelo aquecimento e se uma acha de lenha ou um pedaço de carvão entra a queimar-sequando aquecido à temperatura de algumas centenas de graus, por que não admitir que amatéria aquecida a milhões de graus no interior do Sol também não se "queime" nosentido nuclear?Uma resposta a esta importante questão foi pela primeira vez sugerida por dois jovenssábios, Roberto Atkinson e Fritz Houtermans, em 1929. As altíssimas temperaturas dointerior do Sol tornam tão grande a energia cinética do movimento térmico que asviolentas colisões mútuas entre as partículas de matéria são tão destrutivas dos núcleoscomo os impactos de projéteis atômicos nos nossos bombardeios experimentais. Defato, à temperatura de 20 milhões de graus a média da energia cinética do movimentotérmico monta a 10(elevado a -9) erg, o que não está muito longe do valor 10(elevado a-6) atualmente observado em nossos laboratórios na transformação artificial doselementos. Mas se o método ordinário de bombardeio pode ser comparado ao ataque debaioneta de uma simples fileira de soldados contra grande massa de povo, o processotermonuclear mostra-se quase análogo a violenta luta corpo a corpo no seio de multidãoextremamente excitada.Cumpre ainda notar que nas altíssimas temperaturas em que as reações termonuclearesse realizam, a matéria já não é formada de átomos e moléculas, no sentido exato daspalavras. Em temperaturas muito mais baixas as cascas eletrônicas dos átomos já terãosido completamente retiradas pelas mútuas colisões térmicas; e a matéria consistirá emuma mistura de núcleos nus, destituídos de cascas eletrônicas, já não terão umacolchoado contra as colisões térmicas, e os violentos impactos diretos com freqüênciaproduzirão resultados fatais.A persistência das colisões térmicas torna as reações termonucleares infinitamente maiseficazes que o processo comum de bombardeio, no qual a energia inicial dos projéteisartificialmente acelerados se perde depois da passagem através da carne eletrônica deapenas 100 mil átomos da substância bombardeada. Se, por exemplo, elevarmos umamistura de hidrogênio e lítio a temperatura suficientemente alta, as fortes colisõestérmicas entre suas partículas não cessarão enquanto todos os núcleos não foremtransformados em hélio. A energia subatômica liberada no processo conservará nossassubstâncias reagentes no grau de calor necessário, de modo que tudo quanto precisamos
  6. 6. é elevar a temperatura da nossa mistura até o ponto em que a reação começa.” (pág.111ss).“Já acentuamos que nas temperaturas do interior do Sol as reações termonucleares entreprótons e os núcleos de vários elementos leves se processam com suficiente rapidezpara produzirem a necessária energia. Em sua hipótese da constituição solar, Eddingtonnos mostrou que o corpo do Sol contém cêrca de 35% de hidrogênio, e agora temos deconhecer quais os outros participantes da reação. Para isto cumpre calcular os índices deprodução de energia para a multidão de possíveis reações nuc1eares, e compará-las coma radiação do Sol efetivamente observada.É claro, por exemplo, que a reação hidrogênio-lítio se mostra muito rápida pára ser aprincipal reação produtora de energia; como vimos, à temperatura de 20 milhões degraus a transformação do hidrogênio e do lítio em hélio correria em poucos segundos,de modo que se existissem consideráveis quantidades de lítio nas regiões centrais doSol, toda a energia subatômica se liberaria sob forma de tremenda explosão, reduzindo-o a mil pedaços. Sabemos, portanto, que o Sol não pode conter em seu interiorquantidades apreciáveis de lítio, do mesmo modo que um barril lentamente a queimar-senão pode conter pólvora.Por outro lado, a liberação da energia termonuclear na reação entre prótons e núcleos deoxigênio, por exemplo, é muito lenta para explicar a radiação solar."Mas, afinal de contas, não será muito difícil descobrir a reação que se adapta ao nossovelho Sol", vinha pensando consigo o Dr. Hans Bethe, ao voltar de trem para sua casaem Cornell, vindo da Conferência sôbre a Física Teórica realizada em Washington em1938, na qual se inteirou da importância das reações nucleares na produção da energiasolar. "Talvez antes do jantar já eu a tenha achado!" continuou êle e, tomando umpedaço de papel, pôs-se a cobri-lo de fórmulas e números, talvez com grande surpresade seus companheiros de viagem. Foi rejeitando uma reação nuclear atrás da outra, numprocesso de eliminação; e como o Sol, inteiramente alheio à preocupação que estavacausando começasse a baixar no horizonte, era provável que sua luz não fôsse iluminaras conclusões do sábio. Mas Bethe não era homem para perder um bom jantar por causade dificuldades com o Sol e, redobrando de esforços, conseguiu obter a resposta certa nomomento exato em que o garçon do restaurante veio anunciar a primeira refeição.Simultaneamente, igual problema era abordado na Alemanha pelo Dr. Carl vonWeizsãcker, o primeiro a reconhecer a importância das reações nucleares cíclicas nosproblemas da produção de energia solar.O processo primacialmente responsável pela produção da energia do Sol não se limita auma única transformação nuclear; consiste em tôda uma sequência de transformaçõesligadas entre si - uma cadeia de reações. Um dos mais interessantes aspectos destasequência de reações é a cadeia circular fechada, que nos leva ao ponto de partida decada seis em seis passos. (..), vemos que os principais participantes da sequência são osnúcleos de carbono e azoto; juntamente com os termo-prótons com que colidem.Começando, por exemplo, com o carbono comum (C12), vemos que o resultado de umacolisão com um próton é a formação do isótopo leve de azoto (N13) e a liberação dealguma energia subatômica sob forma de raios-γ. Esta reação é bastante comum nafísica nuclear e também pode ser obtida no laboratório com o uso de prótons de altaenergia artificialmente acelerados. O núcleo de N13, sendo instável, ajusta-se com aemissão dum elétron positivo, ou partícula-β positiva, e torna-se o núcleo estável soisótopo mais pesado co carbono (C13), existente em pequenas quantidades no carvãocomum. Sob o choque de outro termo-próton, este isótopo do carbono se transforma emazoto comum (N14) e dá intensa radiação-γ. Depois o núcleo de N14 (do qual
  7. 7. poderíamos partir para a descrição do ciclo) colide com outro ( o terceiro) termo-prótone dá surto a um instável isótopo de oxigênio (O15), o qual rapidamente se transforma noestável N15 por meio da emissão dum elétron positivo. Finalmente, N15, recebendo emseu interior um quarto próton, quebra-se em partes iguais, sendo uma delas o núcleo deCl2 com que começamos e outro um núcleo de hélio, ou partícula-α.Vemos, assim, que os núcleos de carbono e azoto na nossa cadeia de reações circularesestão sendo constantemente regenerados e atuam apenas como cata lisadores, comodiria um químico. O resultado líquido da cadeia de reações é o surto dum núcleo dehélio, saído dos quatro prótons que sucessivamente entraram no ciclo; de modo quepodemos descrever todo o processo como a transformação do hidrogênio em hélio porindução das altas temperaturas e auxiliada pela ação catalítica do carbono e do azoto.Torna-se claro que, com uma suficiente quantidade de hidrogênio, a marcha do processodependerá essencialmente da proporção de carbono (ou azoto) na matéria do Sol.Aceitando o índice de 1%, fornecido pela astrofísica, Bethe conseguiu mostrar que aliberação de energia em sua cadeia de reações na temperatura de 20 milhões de grauscoincide exatamente com a soma real de energia irradiada pelo Sol. Desde que tôdas asoutras possíveis reações levam a resultados em discordância com a evidência astrofísica,temos de admitir que o ciclo azoto-carbono representa o processo que mais concorrepara a geração de energia solar. Também. cumpre notar que na temperatura do interiordo Sol o ciclo integral (...) requer cêrca de 5 milhões de anos, de modo que no fim dêsseperíodo cada núcleo de carbono ou azoto que originalmente entrou na reação, dela sairáde novo tão fresco e intacto como quando entrou.Em virtude da parte básica desempenhada neste processo pelo carbono, há algo há dizerem favor da primitiva idéia de que o calor solar vinha do carvão; apenas, sabemos hojeque em vez de ser um verdadeiro combustível, o “carvão” representa um pouco o papelda lendária fênix.” (pág. 121ss).“Os cálculos feitos pelo autor com base na teoria aceita da constituição interior do Solindicam que a radiação solar deve ir crescendo de modo gradual, e estará aumentada decem vezes quando o total do hidrogênio cair a zero. Estes cálculos também indicam quecom o decréscimo do conteúdo de hidrogênio o raio do Sol deve primeiramenteaumentar de uns tantos por cento e depois entrar lentamente a diminuir.(...). Vemos que o novo desenvolvimento do problema da produção de energia solar nosleva a conclusões de todo opostas às da teoria clássica. Em vez da vida na Terra acabarem consequência dum completo enregelamento, está antes condenada a queimar-se nointenso calor desenvolvido pelo Sol lá pelo fim da sua evolução. O aumento da radiaçãosolar por um fator de centenas elevará a temperatura em nosso planeta acima do pontode ebulição da água, e embora a essa temperatura nada aconteça à crosta, os oceanos emares entrarão em fervura.É difícil imaginar qualquer forma de vida na superfície da terra suportando taiscondições, apesar de que o progresso da técnica durante os bilhões que nos separamdessa desagradável conjuntura possa abrir salvadoras moradas subterrâneas ou mesmotransportar tôda a população humana para um planeta onde o calor não seja tão intenso.Cumpre, entretanto, notar que as mudanças na radiação do Sol se processam comextrema lentidão. Podemos admitir que o aumento da atividade solar eleva atemperatura média da superfície do nosso planeta com tamanha lentidão, que durantetodo o período geológico, enquanto o Sol perdeu só cêrca de 1% do seu conteúdo dehidrogênio, a temperatura da terra subiu apenas de alguns graus. Assim, não é umasubitânea catástrofe cósmica o que nos espera em consequência do processo
  8. 8. termonuclear no Sol (...), ma uma condição que pode ser prevista a tempo epossivelmente evitada graças à colonização de Netuno pelo homem, por exemplo.A lenta elevação da temperatura será provavelmente acompanhada de tais mudançasevolutivas no mundo biológico, que a vida na Terra se tornará mais e mais adaptada aocalor recrescente. Mas desde que nenhum organismo de alto desenvolvimento podeviver na água em fervura, as condições se tornarão mais e mais desfavoráveis para avida, e as espécies biológicas começarão talvez a degenerar. É provável, portanto, queas espécies mais altas desapareçam da Terra muito tempo antes que a temperatura setorne realmente intolerável: e os últimos esforços de radiação do Sol já velho serão“observados” unicamente pelos mais simples e estáveis microorganismos.” (pág.126ss).“Podemos ágora formar um quadro geral das primeiras fases da evolução das estrêlas - enele caberá também a evolução do Sol. Segundo êste quadro, cada estrêla começa a vidacomo um gigantesco globo de gás rarefeito e frio, composto de todos os elementosquímicos possíveis. A atração gravitacional entre as diversas partes da esfera determinaa sua progressiva contração e daí a elevação de temperatura no centro. Logo que atemperatura central se aproxima de 1 milhão de graus, a primeira reação nuclear,deutério-hidrogênio, tem início no interior estelar. A energia subatômica produzidadetém a contração do corpo da estrêla, a qual permanece mais ou menos estávelenquanto duram as reservas de deutério.Mas logo que a quantidade de deutério se torna muito pequena para fornecer energiaradiante, o processo de contração retoma o seu curso. A estrela vai contraindo até que atemperatura central chegue a ponto de permitir a reação termonuclear entre o hidrogênioe o litio - e pela segunda vez o processo contrator é detido.Dêsse modo, passando duma reação à seguinte e gradualmente elevando a temperaturacentral e a luminosidade, a gigante vermelha aproxima-se da região da sequênciaprincipal, e a ação catalisadora do carbono e do azoto começa. Como a proporçãooriginal dos elementos leves do corpo estelar não vai provavelmente alem duma fraçãode 1%, a completa "queima" durante o período de gigante vermelha determina apenaspequeno decréscimo no conteúdo total do hidrogênio. Mas logo que a estrêla entra nasequência principal sua temperatura central se torna alta a ponto de per permitir aoperação do ciclo carbono-azoto, o consumo de hidrogênio segue sem parada até odesaparecimento do derradeiro átomo. Neste ponto começa a contração final que leva aestrêla à morte.” (pág. 159s).”DO NOSSO ponto de vista humano, tôdas as mudanças evolucionárias na história dasestrêlas até aqui discutidas são muito lentas - exigem milhões de anos para se tornaremapreciáveis. Assim; mesmo quando aplicadas ao Sol - o seu progressivo aquecimento, asua última contração seguida do estado de máxima luminosidade - representam para oshabitantes da Terra simples especulações de interêsse apenas teórico.Mas a observação do céu revela a ocorrência de muitas catástrofes, que em horas oudias trazem completa mudança ao estado duma estrêla.Inesperadamente, e sem nenhuma indicação preliminar, uma estrela entra a brilhar comintensidade acima da normal por um fator de centenas de milhares, e, em alguns casosaté de bilhões. A estrêla que antes da explosão era pálida e passava despercebida, desúbito se torna uma das mais brilhantes do céu e atrai a atenção dos astrônomos esupersticiosos. Esse estado de intensidade máxima, porém, não dura muito tempo;depois de atingir o brilho máximo, a estrêla explodida vai gradualmente empalidecendoe dentro de meses volta ao que era.
  9. 9. As antigas observações anteriores ao telescópio não podiam alcançar o estado originaldessas estrelas (em muitos casos invisíveis a olho nu), e as estrêlas em explosãorecebiam o nome errado de estrêlas novas ou novae. Diversas referências à apariçãoextremamente brilhante desse tipo de estrêlas encontram-se em documentos da históriaantiga - e é possível que a “Estrela de Belém” representasse uma dessas catástrofescósmicas.Em tempos mais próximos um famoso dinamarquês, Tycho Brahe, observou, emnovembro de 1572, uma brilhante explosão estelar; durante o período de luminosidademáxima uma estrela era visível até de dia. Outra nova apareceu logo depois, em 1604, eestá ligada ao nome de Johann Kepler, o astrônomo que nos deu as leis do movimentoplanetário. Depois dessas duas grandes explosões, comemoradas por dois brilhantesnomes da história astronômica, os céus permaneceram relativamente calmos até 1918,quando uma estrêla de grande luminosidade, maior ainda que Sírio, apareceu por algumtempo na constelação de Águia .e constituiu o primeiro caso tratado pelos métodosobservacionais modernos (...).Está claro que além destas notáveis novas, muitas outras explosões estelares têmhavido, mas a distâncias muito grandes para que pudéssemos percebê-las. A modernainvestigação sistemática dos céus por meio da fotografia indica que pelo menos vinteexplosões deste gênero ocorrem anualmente no grupo de astros formadores do nossosistema solar.” (pág. 183s).“No caso particular das supernovas um inédito mecanismo de explosão foi sugerido porZwicky, logo depois que provou a ocorrência de tais catástrofes estelares. Para bemapreendermos a idéia de Zwicky cumpre voltarmos ao caso das estrêlas super-densas(...). Vimos lá que depois de consumido todo o hidrogênio disponível para as reaçõestermonucleares, as estrêlas entram a contrair-se, como redução do raio e intensificaçãoda densidade.(...) damos em gráfico a representação do fato de que o raio duma estrêla em colapsoestá em função de sua massa, decrescendo com o crescimento desta. Nesse diagrama oleitor verá que a curva expressando essa relação massa-raio não se prolongaindefinidamente na direção das massas maiores, mas leva a um raio zero para umamassa igual a 1,4 da do Sol. Isto quer dizer que o raio mínimo de tôdas as estrêlas emcontração mais pesadas 1,4 do Sol é zero, ou, em outras palavras, que tôdas as estrêlassuficientemente pesadas não se prendem a nenhum limite de contração. É tamanho opeso das camadas exteriores dessas estrêlas, que a pressão interior do gás eletrônico deFermi nunca consegue contrabalançá-lo, e nenhum equilíbrio estável, com um valorfinito do raio, é possível (*nota: O leitor não deve esquecer que isso só ocorre com asestrelas privadas de hidrogênio e vivendo da energia gravitacional liberada pelacontração. Em todas as jovens estrelas que contêm hidrogênio, as reaçõestermonucleares produzem a energia necessária para manter a temperatura central e apressão do gás na altura precisa para assegurar a estabilidade).Que acontece a uma estrela muito pesada que, matematicamente falando, está secontraindo a um ponto geométrico? A resposta foi dada pelo jovem físico russo L. D.Landau: a contração estaciona logo que as distâncias entre os elétrons separados e osnúcleos atômicos constituintes da matéria estelar se tornam iguais em seus diâmetros.Neste estágio da compressão os núcleos e elétrons, postos em contacto direto, ligam-secomo gotas de mercúrio juntadas, e formam no interior estelar uma “substância nuclear”contínua.A alta “rigidez” hipotética desta forma de matéria deve finalmente por termo àprogressiva contração das estrelas pesadas, e no estado de equilíbrio rsultante o interior
  10. 10. estelar será ocupado por um núcleo gigantesco, muito análogo ao núcleo atômico, masmedindo centenas de quilômetros de diâmetro. Construído de núcleos atômicos eelétrons deslocados pelo esmagamento, este núcleo estelar será neutro e possuirá umadensidade excedente à da água por um fator de diversos trilhões.Uma pequena partícula dessa matéria tão densa pesaria várias toneladas! Mas nãodevemos esquecer de que nesse “estado nuclear” a matéria só pode existir sobtremendas pressões existentes no interior das estrelas em contração. Quando trazidaspara fora dessas regiões, imediatamente se expandirá, projetando-se em núcleos eelétrons separados e formando átomos de diferentes elementos químicos estáveis.”(pág. 106ss).“Diversas vezes já acentuamos que no começo de seu desenvolvimento as estrelas sãoesferas gasosas extremamente rarefeitas e relativamente frias, que se aquecem e setornam luminosas em conseqüência da contração gravitacional. Na aurora do universoas estrelas deviam ser tão diluídas que ocupavam todo o espaço disponível, formandopraticamente uma continuidade gasosa. Mais tarde, por ação de alguma instabilidadeinterna, esta massa gasosa contínua deve ter-se rompido em certos número de núcleosseparados ou, por assim dizer, “gotas de gás”, que se foram contraindo até produziremas estrelas de hoje.Que condições físicas ocasionaram essa ruptura da continuidade do gás cósmico, e porque a mesma coisa não acontece hoje com o ar atmosférico ordinário, por exemplo?Seria realmente estranho se o ar que enche uma sala se aglomerasse em “gotas de ar” edeixasse em redor de si o vácuo.A diferença entre os dois casos não está em nenhuma propriedade física ou química dogás formador das estrelas, mas sim na vasta extensão do espaço interestelar comparadaao volume duma sala comum, ou mesmo à espessura da camada atmosférica. Se dentroda sala, ou na livre atmosfera que rodeia o nosso globo, uma parte do gás começasse aconcentrar-se em certa região, o aumento da pressão gasosa naquele pontoimediatamente dispersaria a concentração e levaria a densidade ao seu valor normal. Eassim os germes das “gotas de ar” não teriam probabilidade de se desenvolverem emtais concentrações.Mas se um germe for suficientemente grande pode ser mantido coeso pela mútuaatração gravitacional entre suas partes, e as forças da gravidade forçá-las-ão a maiorconcentração. Os cálculos do físico e astrônomo inglês Sir James Jeans mostram que aformação de tais germes sempre deve ocorrer quando o gás se espalha por uma regiãode suficientemente grandes dimensões geométricas. No caso do ar atmosférico, odiâmetro de um germe que possa manter-se coeso teria de ser de muitos milhões dequilômetros, ) que explica a razão de nenhuma “gota de ar” poder formar-se numa sa1a,nem na fina camada atmosférica que envolve o nosso globo. Mas no diluído gás que,muito longe no passado, encheu o espaço infinito, tais concentrações necessariamentedevem ter-se realizado.Quando tôda a matéria que hoje forma as estrêlas estava uniformemente distribuída peloespaço, sua densidade média seria muito baixa, coisa de apenas......................................0, 000.000.000.000.000.000.000.1 da densidade da água. Em tão baixa densidade e emtemperatura de algumas centenas de graus, as fôrças da gravidade puderam romper ogás e arrastá-lo à formação de esferas separadas, cada uma com um diâmetro de cêrcade dois ou três anos-luz e massa de cêrca de 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de quilos. Quando ainda mais contraídas pela fôrça de gravidade, essas gotasde gás se foram transformando nas estrêlas de hoje.
  11. 11. Devemos acrescentar que êste processo de formação ,estelar por meio da instabilidadegravitacional de grandes màssas gasosas também podia, em alguns casos, levar à criaçãode corpos muito maiores que as estrêlas conhecidas. Mas as temperaturas centrais e aprodução de energia nuclear, no interior de tais "superestrelas" fá-las-ia absolutamenteinstáveis, e lhes determinaria o desdobramento em corpos menores.” (pág. 201ss).“De acôrdo com as melhores estimativas, a idade do universo estelar é de 2 bilhões deanos, o que nos dá, grosso modo, o tempo em que ocorreu a ruptura da continuidadegasosa inicial. Mas estará encerrado esse processo de formação estelar ou algumasestrêlas novas (não "novae", mas realmente novas) estarão ainda se formando.O estudo de diferentes tipos de estrêlas do nosso sistema indica de modo definido quealgumas são muito mais jovens que outras, ou que o resto do universo. Vimos, porexemplo (...), que as chamadas gigantes vermelhas representam fases mais precoces naevolução estelar. Sentimos dificuldade em admiti que essas estrêlas possam ter mais quealguns milhões de anos, o que nos leva a concluir que se formaram durante os temposgeológicos. O mais frisante exemplo duma estrela em precoce estado de evolução é umaque já discutimos, a infra-vermelha Eurigae I, provavelmente ainda na fase decontração.As mais brilhantes estrelas da sequência principal, as conhecidas como gigantes azues,também devem ser relativamente jovens. Em vista da extrema luminosidade dessasestrelas, a sua vida total deve ser curta, e de acordo com os nossos conhecimentos, elasdevem representar uma adição recente ao nosso sistema estelar. Estrelas, como, porexemplo, a 29 Canis Majoris ou a AO Cassiopeiae produzem 20.000 vezes mais energiapor grama de matéria do que o nosso Sol, e ainda disporão de hidrogênio por um espaçode mais de 5 milhões de anos. Positivamente, estas estrelas não podiam estar no céuquando os gigantescos sáurios ainda eram os donos da superfície da Terra.Nos espaços interestelares não falta certamente matéria gasosa difusa (nebulosasgasosas), o que nos leva a concluir que o processo de formação das estrelas ainda estáem curso, embora em muito menor escala do que outrora.” (pág. 204s).“Quando comparamos a idade de diferentes tipos de estrelas com a provável idade detodo o universo estelar, encontramos casos opostos ao das gigantes vermelhas e azuis,nos quais as estrelas parecem muito mais velhas do que possivelmente podem ser.Vimos (...) que as chamadas anãs brancas são estrelas já desfalcadas de suas fontes deenergia nuclear, e que nesse sentido representam o estado de evolução a que o Solchegará quando igualmente houver exaurido as suas reservas de hidrogênio. Mastambém vimos que as estrelas do tamanho do Sol necessitam de vários bilhões de anospara chegar a esse estado, e que o nosso Sol, a partir do berço, apenas consumiu 35% doseu conteúdo de hidrogênio.Como, então, estrelas, tias como a companheira de Sírio, já não dispõem de hidrogênioe estão morrendo lentamente? É difícil supor que nos começos não tenham tidoabundância de hidrogênio, já que os elementos químicos do universo parecem muitobem misturados e distribuídos: por outro lado, elas não podem ser mais velhas do que opróprio universo estelar. Em suma, o universo estelar parece ainda muito jovem paraconter estrelas tão velhas e decrépitas como as anãs brancas, e a presença dacompanheira de Sírio no clã estelar não é menos surpreendente que a aparição dumvelho de barbas brancas num berço duma maternidade.Ao autor parece que a única explicação razoável da existência hoje das anãs brancasestá na hipótese de que essas estrelas nunca foram moças, e representam fragmentosoriundos do colapso de estrelas mais pesadas e de evolução mais rápida. As mássicas e
  12. 12. luminosas estrelas criadas no começo da formação do universo estelar devem já demuito tempo ter exaurido o seu conteúdo de hidrogênio e entrado na fase de contração.(...). Estes fragmentos, oriundos de remotíssimas explosões estelares, podem explicar apresença das anãs brancas, observadas hoje no nosso sistema estelar.” (pág. 205s).(Nesta época a datação do universo era apenas de 2bilhões de anos, daí a contradiçãoencontrada por Gamow na evolução das estrelas e na idade do universo. Posteriormente,chegou-se à 5bilhões de anos e atualmente já se fala em 15bilhões de anos, o quefacilmente encaixa as anãs brancas como uma fase evolutiva das estrelas, dentro doconjunto de sua formação, e não mais como fragmento de outra estrela – grifo meu).“Quando o homem começou a pensar cientificamente sobre as origens do mundo, o seuprincipal interesse se concentrava nos problemas relativos à formação da Terra e demaisplanetas. É curioso que ainda hoje, apesar de sabermos tanto sobre a origem dediferentes tipos de estrelas e de andarmos a discutir a sério questões relativas à origemde todo o universo, ainda não tenhamos solvido de maneira perfeita o problema daformação da Terra.Há mais de um século o filósofo alemão Immanuel Kant formulou a primeira hipótesecientífica aceitável sobre a origem do nosso sistema planetário, mais tarde desenvolvidapelo igualmente famoso matemático francês Pierre Simon de Laplace. Segundo estahipótese, os diversos planetas se formaram de anéis gasosos destacados da massa do Solpela força centrífuga, durante os primeiros estádios da sua contração (...). Esta atraentehipótese não resistiu à crítica moderna.Antes de mais nada, a análise matemática mostrou que nenhum anel gasoso formado emredor dum sol rotante e em contração poderia condensar-se em planetas, mas sim emgrande número de corpos pequenos análogos aos que formam os anéis de Saturno. Asegunda e ainda mais séria dificuldade apresentada pela hipótese Kant-Laplace consisteem que 98% da força viva de rotação do sistema solar estão distribuídos entre osmaiores planetas e só 2% pertencem à rotação do próprio Sol. Impossível compreendercomo tão alta porcentagem de força viva pode concentrar-se nos anéis emitidos,praticamente nada deixando ao corpo emissor. Teremos, portanto, de admitir a hipótesede Chamberlin e Moulton de que o impulso rotacional foi dado ao nosso sistema deplanetas por uma fonte exterior, e considerar a formação dos planetas como devida aoencontro do Sol com algum corpo estelar de tamanho equivalente.Em era remotíssima, quando figurava sozinho no espaço hoje ocupado pelo nossosistema, o Sol cruzou-se com um astro similar. Para a formação dos planetas nenhumcontacto físico era necessário, desde que a força de gravidade, mesmo em distânciascomparativamente grandes, pode ter determinado no corpo de dois astros enormessaliências, na realidade gigantescas marés, passaram de certos limites de altura, devemter-se rompido e destacado em várias "gotas" ao longo da linha que separava os centrosdos dois corpos estelares.· O movimento dêsses corpos um em relação eu outro deve terdado aos rudimentares planetas gasosos um vigoroso impulso de rotação, e quando asduas estrêlas se afastaram viram-se ambas enriquecidas de um sistema de planetas a lhesgirar rapidamente em tôrno. As marés montantes da superfície dos dois corpos estelarestambém devem tê-los forçado a uma rotação mais lenta na mesma direção dos planetas,o que explica porque o eixo de rotação do Sol coincide tão intimamente com o eixo dasórbitas planetárias.É interessante pensar que, não sabemos onde, no espaço infinito, move-se a estrêlaresponsável pelo nascimento do nosso sistema planetário, levando em redor de si váriosplanetas irmãos dos nossos. Mas desde que o encontro das duas estrêlas foi há coisa de
  13. 13. alguns bilhões de anos, a espôsa do nosso Sol deve estar muitíssimo longe e pode serqualquer das estrêlas observáveis no céu.Esta teoria da formação do nosso sistema planetário também esbarra em algumasdificuldades, como, por exemplo, a fraca probabilidade dêsses encontros. Em virtudedas enormíssimas distâncias que separam os corpos celestes e também em vista de seusraios comparativamente mínimos, a probabilidade de um encontro entre duas estrêlas éde 1 para bilhões. A hipótese nos leva à conclusão forçada de que sistemas planetáriossão coisas muito raras no universo, e que o nosso Sol teve muita sorte em conseguir um.Também pode significar que o nosso Sol e a sua hoje distante espôsa sejam os únicosastros do universo que se dão ao luxo de possuir uma família planetária!Ainda não dispomos de telescópio bastante poderoso para averiguar da existência deoutros sistemas planetários, mesmo no caso das estrêlas mais próximas. Mas seriaextremamente curioso que o sistema planetário do nosso Sol representasse um tão rarofenômeno, especialmente em vista do grande número de estrêlas duplas, e até triplas,cuja origem não é muito mais fácil de ser compreendida do que a de sistemas desatélites menores.Para escaparmos a essas dificuldades temos de admitir que a formação dos planetasocorreu nos primeiros estádios do desenvolvimento do universo, logo depois daformação das próprias estrêlas. Nos capítulos seguintes veremos que o nosso universoestá em estado de progressiva expansão, e disto se segue que no remoto passado asdistâncias entre as estrêlas eram muito menores que hoje. . Durante essa época, quase-choques entre estrêlas próximas deviam ser coisa muito mais comum, e cada estrêlateria belos ensejos de adquirir um sistema planetário. Muitos dêsses encontros estelarespodem também ter levado à ligação de estrêlas em casais (com auxilio duma terceira) edai os sistemas binários que observamos hoje.” (pág. 206ss).“Se nos lembrarmos de que o Sol é apenas uma das inumeráveis estrêlas do nossosistema galáctico, temos de concluir que a idade da Galáxia não pode ser menor do quea do Sol, e vai, pelo menos, a 2 bilhões de anos.O estudo do movimento estelar também nos permite estabelecer limites para a possívelidade do sistema. Sob as fôrças da mútua atração gravitacional um conjunto de estrêlas,a moverem-se dentro dum espaço limitado, deve, cedo ou tarde, atingir uma definidadistribuição de velocidade, análoga à distribuição Maxwell no caso das moléculasgasosas (...). Cálculos estatísticos aplicados às estrêlas da nossa galáxia indicam que, nocaso, a distribuição de velocidades de Maxwell pode ser alcançada dentro do período decêrca de 10 bilhões de anos. E desde que, de acôrdo com a evidência astronômica, taldistribuição ainda não foi atingida por larga margem, temos de concluir que a atualidade do universo estelar cabe entre 1,6 e 10 bilhões de anos.” (pág. 220).“O estudo das inumeráveis galáxias disseminadas pelo vasto universo levou o maisnotório investigador do assunto, Dr. E. Hubble, a uma conclusão extremamenteinteressante e inesperada. Medindo as velocidades radiais desses remotos sistemasestelares, Hubble notou que quase todas mostravam uma definida tendência paraafastar-se, não aproximar-se de nós.Isto era menos aplicável às nebulosas extra-galácticas mais próximas da Terra, as quaismostram uma distribuição de velocidades um tanto arbitrária, com umas se afastando denós e outras se aproximando; a Grande Andrômeda, por exemplo, aproxima-se com avelocidade de 30 quilômetros por segundo. Mas mesmo nestes casos as velocidades deaproximação mostram-se sempre um tanto menores que as de afastamento, o quedenuncia a tendência geral dos universos-ilhas de se afastarem de nossa Galáxia.
  14. 14. E, ainda, à proporção que observamos as mais remotas ilhas estelares, vemos que avelocidade de afastamento torna-se cada vez maior, sobrepujando qualquer efeitocontrário deste ou daquele sistema estelar.Sem uma só exceção, todas as remotíssimas ilhas estelares estão se afastando da Terra, etanto mais quanto mais recuadas. As medidas de Hubble demonstram que essasvelocidades de recessão crescem diretamente proporcionais à distância, variando dealgumas centenas de milhas por segundo, nas nebulosas mais próximas, até 60.000milhas por segundo (um terço da velocidade da luz!), nas mais distantes porém maisvisíveis.” (pág. 227s).“Não será exagero concluir que êste nosso pobre planetinha, com o seu punhado deinquisitivos astrônomos, esteja a tal ponto atemorizando esses gigantes estelares quetodos fogem em todas as direções possíveis? Não representará isso um retorno à velhaconcepção ptolemaica, da Terra como centro do Universo?De modo nenhum, porque as nebulosas extra-galácticas não estão propriamente fugindoda nossa Galáxia; na realidade estão se afastando umas das outras. Se semearmos dpontos eqüidistantes a superfície de um balão elástico e depois o inflarmos, as distânciasentre os pontos vai crescendo de modo regular, mas um inseto nele pousado terá aimpressão de que todos os pontos estão “fugindo” dele. E a velocidade de recessão dosdiferentes pontos será diretamente proporcional à distância em que se acham do inseto.O desenho mostra que o fenômeno observado por Hubble pode ser interpretado comodevido a uma geral e uniforme expansão do espaço ocupado pelas nebulosas extra-galácticas. Cumpre acentuar que só as distâncias entre as diferentes ilhas estelares, e nãoas suas dimensões geométricas, aumentam nesse processo de expansão. Dentro de doisbilhões de anos essas ilhas estelares terão o mesmo tamanho de agora, embora estejamduas vezes mais afastadas uma das outra. Por outro lado, de acordo com estasestimativas, há dois bilhões de anos atrás as distâncias entre as ilhas estelares deviamser tão pequenas que as nebulosas formavam uma coleção de estrelas praticamenteindiferenciada, em uniforme distribuição pelo universo.Vemos, pois, que o processo de formação das galáxias tem algo de semelhante com aformação das estrelas individuais, com a diferença que, enquanto estas se formaram degases comuns compostos de moléculas, a formação das galáxias corresponde àcoagulação” de um “gás estelar”, cujas moléculas são representadas pelas estrelasindividuais.Antes que as galáxias separadas fossem destacadas uma da outra pela progressivaexpansão do universo, fortíssimas interações gravitacionais devem ter-se efetuado entreesses gigantescos agrupamentos estelares. Dum modo muito semelhante ao que levou àformação dos sistemas planetários dos sóis, tais interações devem ter fornecido às ilhasestelares recém-nascidas uma certa força viva de rotação, e talvez também arrancaramde seus corpos aquelas longas fitas de “gás estelar” que observamos nas nebulosas edenominamos braços de espiral.” (pág. 229ss).“Atrás sugerimos que as galáxias foram formadas de multidões de estrelasprimitivamente em distribuição contínua, o que implica a preexistência das estrelas –mas será isso certo? Por que não supor, como faz James Jeans, que o processo foijustamente o contrário? Segundo esse sábio, o gás primordial que enchia o universorompeu a sua continuidade e formou gigantescas nebulosas gasosas; o processo daformação das estrelas teve início depois que essas nebulosas se destacaramcompletamente da primitiva continuidade. Que dizer desta hipótese?
  15. 15. A questão da idade das nebulosas e das estrelas não deixa de mostrar analogia com ofamoso problema do que veio primeiro, a galinha ou o ovo; é infelizmente, maiscomplicada e só pode ser discutida depois de grande esmiuçamento de detalhes.Contentar-nos-emos aqui com dizer que, de acordo com as recentes investigações doautor e seu colega Edward Teller, a evidência observacional indica que as estrelas jáexistiam quando as galáxias começaram a formar-se.Esta conclusão tem definidas vantagens sobre o ponto de vista de Jeans, e permite-nosnão só dar uma satisfatória explicação sobre o processo formativo das galáxias, comotambém calcular-lhes as dimensões e as distâncias que as separam, tudo em bom acordocom as observações. O leitor desejoso de aprender algo mais sobre esta importantecontrovérsia cosmogônica deve recorrer à literatura especial do assunto.” (pág. 232).“Se agora olhamos para trás e atentamos no reverso da progressiva expansão, seremosforçados a concluir que há muito, muito tempo, muito antes das galáxias e mesmo antesdas estrelas se terem formado, tanto a densidade como a temperatura do gás primordialque ocupava o universo deviam ser extremamente altas. Com a progressiva expansão éque caíram a nível suficiente para permitir a degradação do gás primordial e a formaçãode corpos estelares separados. Em teoria, as densidades e as temperaturascorrespondentes às mais recuadas fases evolutivas do universo em expansão eram muitomais altas do que podemos imaginar, e...“Basta!” dirá o leitor. “Afinal de contas, este livro pretende basear-se em certasrealidades físicas – e esta conversa sobre um tal gás superdenso e superquente está mesoando a especulação metafísica.”Mas há uma boa realidade física para, se não provar, pelo menos apoiar estasespeculações metafísicas sobre os primeiros estágios de desenvolvimento do universo. Éa existência de elementos radioativos, como o urânio e o tório, que são instáveis e,portanto, devem ter sido formados dentro de um certo e finito intervalo entre essescomeços e o estado atual. Os períodos de vida desses elementos radioativos (4,5 bilhõesde anos para o urânio e 16 bilhões para o tório), juntamente com a relativa abundânciahoje, fortemente sugerem que suas origens datam de não mais de dois bilhões de anos.Isto, grosso modo, coincide com a provável data da criação do universo, isto é, da suasaída do gás primordial superdenso, como nos sugere a observação do índice atual deexpansão.Ademais, os recentes estudos do jovem físico alemão Carl Von Weizsäckerdefinitivamente provaram que a formação de elementos pesados como o urânio e o tóriosó podem ter ocorrido sob condições físicas de densidade e temperatura enormementealtas – densidades bilhões de vezes maiores que a da água e temperaturas de bilhões degraus centígrados. Como tais condições extremas não são encontráveis nem nas regiõescentrais das estrelas mais quentes, somos forçados a procurá-las nas fases superdensas esuperquentes do universo.Estes fatos ajudam-nos a traçar uma pintura segundo a qual a formação dos elementosradioativos deve ter-se dado durante os estádios “pré-históricos” do universo. Assim, osponteiros luminosos do nosso relógio de pulso são alimentados pela energia inoculadanos núcleos atômicos em época anterior À formação das estrelas e do universo como ostemos hoje.” (pág. 233s). “Que tamanho tinha o universo quando, em vez de ser tão diluído como hoje, suadensidade excedia à da água por um fator de muitos bilhões? Seria tão pequeno quecoubesse em nossa mão? A resposta depende de outra: o universo é finito ou infinito?Se o universo tem dimensões finitas, digamos, 10 vezes a distância da Terra à mais
  16. 16. remota nebulosa visível, seu diâmetro no tempo em que os elementos radioativos seformaram deve ter sido apenas 10 vezes maior que a órbita de Netuno! Mas se ouniverso é infinito, seu diâmetro também será infinito, por maior que fosse acompressão.Os problemas das propriedades finitas e infinitas do espaço, e as questões intimamentecorrelatas sobre a curvatura espacial, pertencem ao domínio da teoria geral darelatividade e, estritamente falando, escapam ao plano desta obra. Temos, pois, de nossatisfazer com a observação de que, segundo os mais recentes estudos, o espaço pareceser finito e estar expandindo-se rapidamente para o infinito. Tanto melhor!” (pág. 234s)“Antes de encerrar este livro e passar a um gênero mais interessante de novela policial,o leitor talvez queira refrescar o espírito com as principais conclusões aqui exaradas(sic), e ter diante dos olhos, em poucas palavras e em ordem mais cronológica, o quadroque traçamos na evolução do universo à luz da ciência moderna.A história começa com o espaço uniformemente cheio de um gás incrivelmente denso equente, no qual o processo da transformação nuclear dos vários elementos se realizavacom facilidade com que um ovo é cozido na água quente. Na cozinha “pré-histórica” douniverso, as proporções dos vários elementos químicos – a grande abundância de ferro eoxigênio e a raridade do ouro e da prata – estavam estabelecidas. Nessa recuada épocatambém se formaram os elementos radioativos de longa vida, os quais ainda hoje nãoestão completamente degradados.Sob a ação das tremendas pressões desse gás ultradenso e ultraquente, o universocomeçou a expandir-se, e a densidade e a temperatura da matéria entraram a declinarlentamente. Em certo estádio da expansão o gás contínuo rompeu-se em nuvensirregulares de diferentes tamanhos, as quais foram logo tomando a forma esférica dasestrelas individuais. As estrelas eram ainda muito grandes, muito maiores do que hoje, enão muito quentes. Mas o progressivo processo da contração gravitacional diminui-lheso diâmetro e elevou-lhes a temperatura. As freqüentes colisões dessas estrelas primitivasdeterminou o surto de numerosos sistemas planetários – num dos quais nosencontramos.Enquanto as estrelas se tornavam mais e mais quentes, e seus planetas menores eincapazes de desenvolver as altas temperaturas centrais necessárias as reaçõestermonucleares – se cobriam de crostas sólidas, o “gás estelar” que enchiauniformemente o espaço continuou a expandir-se, e as distâncias entre as estrelascomeçaram a aproximar-se dos valores atuais.Em outro estádio da expansão, corresponde à concentração média encontrada dentro dasgaláxias individuais, o “gás estelar” rompeu-se em gigantescas nuvens de estrelas.Enquanto estas ilhas estelares ainda estavam próximas umas das outras, a mútuainteração gravitacional levou, em muitos casos, à formação de estranhos braços deespirais e supriu-os de uma certa quantidade de força viva rotacional.Por esse tempo a maior parte das estrelas formadoras dessas ilhas estelares em recuotinham se tornado bastante quentes nas regiões centrais, de modo a permitir o começode várias reações termonucleares entre o hidrogênio e outros elementos leves. Primeiroo deutério, depois o lítio, o berilo e finalmente o boro, se reduziram a “cinzas” (a“cinza” nuclear é o bem conhecido gás hélio); e passando pelas diferentes fases dedesenvolvimento das “gigantes vermelhas”, os corpos estelares se aproximaram daprincipal e mais duradoura fase da sua evolução. Quando já nenhum elemento leverestava, as estrelas começaram a transformar o seu hidrogênio em hélio por meio daação catalítica dos elementos fênix carbono e azoto. É o estágio em que o nosso Sol estáhoje.
  17. 17. Mas cedo ou tarde todas as reservas de hidrogênio estelar estarão esgotadas. A esseponto crítico as mais mássicas e luminosas estrelas chegam em primeiro lugar, ecomeçam a contrair-se, liberando a sua energia gravitacional. Em muitos casos talcontração conduz à geral instabilidade dos corpos estelares, e eles rebentam emfulgurantes explosões, subdividindo-se em fragmentos. Dois bilhões de anos depois decomeçado o “processo criador” ainda encontramos muitos desses fragmentos estelaresvazios de hidrogênio; revelam densidades extremamente altas e baixa luminosidade.São as anãs brancas.Mas o nosso Sol usa muito parcimoniosamente as suas reservas de hidrogênio e mostra-se ainda forte e com planos de viver dez vezes mais do que já viveu. Está, todavia, setornando mais e mais quente, com ameaça de queimar tudo que há na superfície daTerra – isto dentro de alguns bilhões de anos, antes que chegue ao máximo de sualuminosidade e comece a contrair-se.Enquanto velhas e pródigas estrelas morrem, numerosas estrelas novas se formam domesmo gás sobrado da criação original. Mas à medida que o tempo transcorre, a maiorparte das estrelas pertencentes às inumeráveis ilhas estelares tornam-se mais e maisvelhas.E o ano 12.000.000.000 da Criação do Universo, ou 10.000.000.000 da Era Cristã,encontrará o espaço infinito cheio de espaçadíssimas ilhas estelares ainda em recessão epovoado de estrelas mortas ou moribundas.” (pág. 237ss).

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