Podemos pesquisar a
composição química das estrelas, assim como a do Sol, examinando com um
espectroscópio a luz que emitem. Quando a luz do Sol é decomposta por um prisma
simples, aparece as cores do arco-íris como se fossem uma fita contínua. Examinada
mais detidamente com um espectroscópio, verifica-se que seu que seu espectro
está cruzado por linhas escuras — linhas
de Fraunhofer — que indicam os comprimentos de onda que foram absorvidos
pelos átomos das camadas externas, mais frias, da cromosfera solar. Alguns elementos
absorvem determinados comprimentos de onda, sendo, portanto, possível
identificar os elementos presentes na cromosfera emissora da luz.
As intensidades médias das linhas luminosas, ou escuras, indicam a relativa abundância dos elementos na cromosfera. Ninguém até agora pode investigar o que acontece nas camadas internas do Sol. Os cálculos demonstram que, se a composição química for uniforme em todas as camadas do Sol, sua massa é formada por 73% de hidrogênio e 25% de hélio. O hidrogênio e o hélio são os elementos mais leves. O resto dos elementos, todos somados, formam os outros 2% da massa do Sol.
Só um átomo em cada 50.000
pertence ao elemento ferro. Mas até a presença desta pequena quantidade é difícil
de explicar. Acredita-se que o ferro só possa forma-se durante uma supernova (explosão de uma estrela). As supernovas
de nossa própria galáxia são acontecimentos brilhantes, facilmente observáveis.
Os registros mostram que ocorreram duas supernovas nos últimos mil anos. À razão
de uma cada 500 anos, cada supernova deveria ter criado uma enorme quantidade
de ferro na galáxia. Um cálculo aproximado indica que cada uma deveria ter
produzido uma quantidade de ferro cinco vezes superior à massa do Sol. Isto é
muito improvável.
Acredita-se que a maior
parte do ferro seja uma herança das supernovas produzidas em gerações
anteriores de estrelas e galáxias. Começaram unicamente com o hidrogênio como o
único elemento formativo. Gradualmente, e como resultado de reações
termonucleares, foram aparecendo elementos nas estrelas, cada vez mais pesados,
partindo os prótons e dos elétrons de hidrogênio.
Em algumas das estrelas
maiores, as reações se aceleraram anormalmente, produzindo uma quantidade
imensa de calor em muito pouco tempo. O ferro, que é um elemento muito estável,
pode, então, forma-se. Bruscamente as condições favoreceram a ruptura do núcleo
de ferro para formar o próximo elemento mais estável, o hélio. É necessária
grande quantidade de energia para quebrar o ferro. A estrela sofre um colapso
ao fornecê-la de sua reserva de energia potencial da gravitação. Torna-se muito
instável e estoura, enquanto o hélio se transforma de novo em ferro.
Mais de 90% da massa da
estrela se projeta no espaço, fornecendo material para uma nova geração de
estrelas. Nosso próprio Sol é um membro desta nova geração de estrelas jovens. Portanto,
no momento de fabricar sua própria reserva de elementos mais pesados, só teve
de parti do hidrogênio.
Não existem meios para verificar quantas supernovas produtoras de hidrogênio aconteceram durante os bilhões de anos que durou a formação do Sol (o Universo em seu conjunto, tem, pelo menos, 13,8 bilhões de anos e o Sol tem aproximadamente cinco bilhões). Os restos destas explosões estelares, insignificantes estrelas brancas, desapareceram.
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