ASTRONOMIA - As Supernovas e a origem do ferro

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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