Gigantes Vermelhas

Finalmente, em 1938, o físico germano-americano Hans Albrecht Bethe (1906-), usando dados de laboratório relativos a reações nucleares, mostrou a provável natureza das reações que acontecem no centro do Sol para a produção da sua energia. Isso envolve a conversão de núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio (“fusão de hidrogênio”), através de várias etapas bem definidas.

A fusão de hidrogênio prove quantidade adequada de energia para manter o Sol brilhando na proporção atual por extenso período de tempo. Os astrônomos acham muito satisfatório o fato de o Sol estar brilhando assim há quase 5 bilhões de anos. Aliás, vê-se agora que a Terra, o Sol e o sistema solar em geral vêm existindo como se apresentam hoje há cerca de 4 bilhões de anos. Isso satisfaz os pré-requisitos de tempo necessário para as mudanças observadas pelos geólogos e biólogos.

Isso também significa que o Sol, a Terra, todo o sistema solar, enfim, pode continuar a existir (se não ocorrerem interferências externas) por muitos bilhões de anos.

GIGANTES VERMELHAS

Muito embora a energia nuclear ative o Sol, isso meramente adia o fim. Embora o suprimento energético dure bilhões, em vez de milhões, de anos, ele deve um dia terminar.

Até a década de 40, admitia-se que, qualquer que fosse a fonte da energia solar, a gradual diminuição dessa fonte significava que o Sol finalmente se resfriaria e escureceria a ponto de a Terra se congelar num interminável Fimbulwinter. Todavia, novos métodos de estudo da evolução estelar se desenvolveram, e a idéia da “catástrofe do frio” mostrou-se inadequada.

Uma dada estrela está em equilíbrio. Seu campo gravitacional produz uma tendência à contração, enquanto o calor derivado das reações nucleares em seu centro produz uma tendência à expansão. Ambas as tendências se contrabalançam e, contanto que as reações nucleares continuem, o equilíbrio é mantido e a estrela permanece visivelmente a mesma.

Quanto mais maciça uma estrela, mais intenso seu campo gravitacional e maior sua tendência à contração. Para manter o volume em equilíbrio, essa estrela tem que sofrer reações nucleares em maior grau de velocidade, a fim de obter maior temperatura necessária para compensar a maior gravidade.

Quanto mais maciça uma estrela, portanto, mais quente ela deve ser e mais rapidamente deve consumir seu combustível nuclear básico, o hidrogênio. É claro que uma estrela mais maciça contém mais hidrogênio que uma estrela menos maciça, mas isso não importa. Ao analisarmos uma série de estrelas progressivamente maciças, descobrimos que a velocidade com a qual o combustível deve ser queimado para equilibrar a gravidade sobe consideravelmente mais depressa que o volume de hidrogênio. Isso significa que uma estrela maciça esgota seu amplo suprimento de hidrogênio mais depressa que uma estrela menor. Quanto mais maciça uma estrela, mais rapidamente ela consome seu combustível e mais rapidamente avança pelos vários estágios de sua evolução.

Suponhamos, então, que estejamos estudando aglomerados estelares — não aglomerados globulares, que contêm tantas estrelas que não se pode estudar convenientemente cada uma de per si, mas “aglomerados abertos”, contendo apenas de umas poucas centenas a uns poucos milhares de estrelas suficientemente distantes umas das outras para permitir o estudo individualizado. Há cerca de mil aglomerados visíveis ao telescópio; alguns, como as Plêiades, estão tão próximos que seus membros mais brilhantes são visíveis a olho nu.

Todas as estrelas num aglomerado aberto presumivelmente foram formadas mais ou menos ao mesmo tempo, a partir de uma única grande nuvem de poeira e gás. No entanto, algumas, mais maciças, teriam progredido mais no trajeto evolucionário que as menos maciças, delimitando um espectro de posições nesse trajeto. O trajeto, na realidade, seria demarcado se temperatura e brilho totais fossem assinalados em contraposição à massa. Tendo isso por guia, os astrônomos podem fazer uso de seu crescente conhecimento sobre as reações nucleares para entender o que é que deve acontecer no interior de uma estrela.

O que acontece é que, embora a estrela deva se resfriar no fim, ela passa por um longo período em que, na verdade, se aquece mais. À medida em que o hidrogênio se converte em hélio no centro de uma estrela, esse centro fica mais rico em hélio, tornando-se, então, mais denso. O aumento de densidade intensifica o campo gravitacional no centro, que, em conseqüência, se contrai e se aquece mais. Por essa razão, a estrela inteira se aquece; conseqüentemente, enquanto o centro se contrai, a estrela como um todo se expande ligeiramente. Por fim, o centro fica tão quente que novas reações nucleares são facilitadas. Os núcleos de hélio dentro dele começam a se combinar para formar novos núcleos de elementos mais complexos, como o carbono, o oxigênio, o magnésio, o silício e outros.

Neste ponto, o centro está tão quente que o equilíbrio vai se desfazendo, prevalecendo a tendência à expansão. A estrela como um todo começa a crescer a ritmo acelerado. À medida em que se expande, a energia total irradiada pela estrela aumenta, mas essa energia se propaga por uma vasta superfície que aumenta de tamanho ainda mais rapidamente. Portanto, a temperatura de qualquer porção individual da superfície rapidamente crescente diminui. A superfície esfria até o ponto em que seu brilho é vermelho-incandescente, em vez de branco-incandescente, como na juventude da estrela.

O resultado é uma “gigante vermelha”. Existem estrelas desse tipo atualmente. A estrela Betelgeuse, em Órion, é um exemplo, e Antares, em Escorpião, é outro.

Todas as estrelas chegam ao estágio da gigante vermelha, mais cedo ou mais tarde: as mais maciças, antes; as menos, depois.

Algumas estrelas são tão imensas, maciças e luminosas, que permanecem no estável estágio de fusão de hidrogênio (geralmente chamado “seqüência principal”) por menos de 1 milhão de anos antes de crescerem até o ponto de gigante vermelha. Outras estrelas são tão pequenas e pálidas que permanecem na seqüência principal por até 200 bilhões de anos antes de se transformarem em gigantes vermelhas.

O tamanho das gigantes vermelhas também depende da massa.

Quanto mais maciça for uma estrela, mais volumosa ela crescerá. E é provável que uma estrela realmente maciça se expanda até um diâmetro muitas centenas de vezes maior que o atual diâmetro do Sol, ao passo que estrelas bem pequenas talvez alcancem apenas algumas dúzias de vezes seu diâmetro.

Onde é que nosso Sol se coloca nessa escala? Ele é uma estrela de massa média, o que significa que tem um tempo de vida médio, em termos da seqüência principal. Algum dia ele se transformará numa gigante vermelha de tamanho médio. A duração total do tempo que uma estrela com a massa do Sol passará na seqüência principal, fundindo hidrogênio invisível e constantemente, é talvez algo como 13 bilhões de anos. Ele já está na seqüência principal há quase 5 bilhões de anos, o que significa que ainda tem mais de 8 bilhões de anos pela frente, nessa seqüência principal. Durante todo esse tempo, o Sol (como qualquer estrela) vai sofrendo um lento aquecimento. Nos últimos bilhões de anos de sua seqüência principal, o aquecimento terá certamente atingido o estágio em que a Terra estará quente demais para suportar a vida. Por conseguinte, resta-nos a esperança de apenas 7 bilhões de anos, no máximo, de um suprimento vital digno de uma saturnal.

Se, por um lado, 7 bilhões de anos não é exatamente o que se chamaria de pouco tempo, por outro, é muito menos que o necessário para o advento de uma catástrofe do primeiro grau.

Na época em que o Sol começar a subir em direção ao estágio da gigante vermelha e a vida na Terra se fizer impossível, pode ainda faltar quase 1 trilhão de anos para que o próximo ovo cósmico se forme. Pareceria que a estadia total do Sol na seqüência principal pode não representar mais que 1 por cento da vida do universo, de ovo cósmico a ovo cósmico.

Assim, quando a Terra não mais servir como habitat da vida (após tê-lo sido por mais de 10 bilhões de anos), o universo como um todo não estará muito mais velho que hoje e restarão muitas gerações de estrelas e planetas, ainda não nascidos, aguardando sua vez de desempenhar seu papel no drama cósmico.

Admitindo-se que a humanidade ainda povoará a Terra daqui a 7 bilhões de anos (hipótese essa bem difícil, é claro), ela poderá muito bem tentar escapar a essa catástrofe puramente local e continuar a ocupar um universo ainda em evolução. A evasão não será fácil, já que certamente inexistirá qualquer lugar de refúgio sobre a Terra. Quando o Sol atingir o pico de seu volume de gigante vermelha, seu diâmetro será cem vezes maior, de modo que Mercúrio e Vênus serão engolfados por ele. A Terra pode permanecer fora da massa crescida do Sol, mas, mesmo se assim for, o intensíssimo calor recebido do gigantesco Sol provavelmente causará sua evaporação.

E, mesmo assim, nem tudo estará perdido. Pelo menos, o aviso já terá sido dado. Se a humanidade sobreviver àqueles bilhões de anos, saberá durante todo esse tempo que precisará planejar a fuga de algum modo. À medida em que sua competência tecnológica aumenta (e considerando o quanto avançou nos últimos duzentos anos, imaginemos quanto ela pode avançar no período de 7 bilhões), a fuga pode se tornar possível.

Apesar de que a parte mais interna do sistema solar será devastada quando o Sol tiver se expandido ao máximo, os planetas gigantes da parte mais externa do sistema solar, conjuntamente com seus satélites, sofrerão menos. Na verdade, eles poderão, do ponto de vista humano, experimentar mudanças para melhor. A humanidade talvez possa capacitar-se para desenvolver consideráveis habilidades na adaptação de alguns dos maiores satélites de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, para utilizá-los como habitação humana. (O processo é às vezes denominado “formação de terra”.) Haverá bastante tempo para a mudança de um lugar para outro. Na época em que a expansão do Sol começar a se acelerar e a Terra começar a sofrer o cozimento final que a transformará num deserto, a humanidade poderá já estar estabelecida em algum ou alguns dos mundos mais externos do sistema solar; em, por exemplo, satélites de Júpiter, como Ganimedes e Calisto, ou mesmo em Plutão. Lá, os seres humanos poderão ser aquecidos pelo grande sol vermelho sem perigo. Aliás, visto de Plutão, o gigante vermelho solar não parecerá muito maior do que o Sol, como nos aparece agora, visto da Terra.