Vamos Mergulhar Numa Estrela. Aceita o Convite?

Parece estranho que o transporte de energia na água a aquecer numa chaleira siga os mesmos processos que ocorrem no interior das estrelas. Nas estrelas, porém, esses processos são muito mais ativos, capazes de influenciar a sua estrutura e dinâmica.

Por Miguel T. Clara
Publicado 8/01/2021, 09:38 WET
Os fenómenos extremamente energéticos observados à superfície do Sol refletem a intensa atividade do material no ...

Os fenómenos extremamente energéticos observados à superfície do Sol refletem a intensa atividade do material no seu interior.

Fotografia de NASA/Goddard Space Flight Center

O modo como a energia se propaga pode ser explicado através de um conjunto de leis físicas, mas basta considerar uma chaleira com água a aquecer para observarmos vários dos processos físicos que no nosso dia-a-dia permitem a propagação de energia.

Dentro de uma chaleira

A produção de energia começa na chama do fogão a gás através do processo de combustão. Esta energia dispersa-se sob a forma de fotões, que são transferidos para as moléculas de ar na forma de radiação. As moléculas que constituem o fundo da chaleira são as primeiras a aumentarem a sua energia, tornando-se mais agitadas. Essa agitação leva a que choquem com outras moléculas do metal, transmitindo-lhes parte da sua energia durante a colisão, e permitindo que toda a peça aqueça. Este processo de transferência de energia designa-se condução.

De forma semelhante, a água no fundo da chaleira também é a primeira a aquecer. Ao aquecer, o espaço ocupado pelas moléculas de água expande-se e fica menos denso do que a água fria à superfície. Isto leva a que a água quente ascenda, sendo reposta por água fria vinda de cima e criando um ciclo de correntes que transferem o calor por todo o líquido. Este processo, característico dos líquidos e dos gases e que transporta tanto energia como matéria, designa-se por convecção.

Se nos lembrarmos que aproximadamente 70 por cento da superfície da Terra é constituída por água e coberta por uma densa atmosfera, não será difícil compreender porque é que a convecção também representa um papel fundamental na manutenção dos ambientes terrestres. É através deste processo que a atmosfera distribui o calor pela superfície, influenciando o clima e mantendo a temperatura do planeta. Além disso, este processo é também responsável por manter as correntes oceânicas, assim como pelo transporte de calor do interior do planeta para a superfície, através das correntes no magma que constitui o manto.

Uma ‘cebola’ de energia

Não é só para a compreensão de fenómenos quotidianos, ou a dinâmica do planeta, que este fenómeno é importante. Nas estrelas, os processos convectivos desempenham um papel capaz de influenciar de forma muito mais dramática e espetacular a sua dinâmica.

O Sol é o corpo central do Sistema Solar e a principal fonte de luz e calor da Terra. É essencialmente constituído por um gás tão quente que os eletrões conseguem mover-se livremente, desgarrados dos átomos – o que, em física, se designa por um plasma. À superfície do Sol, uma densa camada de plasma à modesta temperatura de 5500 ºC encontra-se em constante tumulto, como resultado dos movimentos de convecção induzidos pelas camadas interiores.

Nesta imagem, obtida pelo satélite SOHO, da ESA e da NASA em 2000, é possível ver o aspeto da superfície do Sol, onde o plasma se encontra aquecido a 5500 ºC, apenas uma fração da temperatura que impera no interior.

Fotografia de NASA/ Goddard Space Center

O calor interior do Sol é o resultado dos processos de produção de energia que ocorrem no centro da estrela, onde as condições de temperatura e pressão permitem que núcleos de hidrogénio – o primeiro e principal combustível da estrela – se juntem, produzindo núcleos de hélio e fotões altamente energéticos. É a energia destes fotões que alimenta a estrela ao longo de milhares de milhões de anos. Contudo, para que esta energia chegue à superfície e seja irradiada para o espaço – e parte dela chegue à Terra – os fotões que a transportam têm de percorrer centenas de milhares de quilómetros, ao longo de milhares de anos, atravessando várias camadas estelares com diferentes características. Vamos acompanhá-los nessa viagem.

Podemos essencialmente definir duas zonas principais nas estrelas consoante o modo como a energia é aí transportada. Em certas regiões, designadas por zonas radiativas, o ambiente é muito denso e pouco movimentado. Os fotões que entram nestas regiões não conseguem viajar grandes distâncias sem serem absorvidos ou defletidos por outras partículas, perdendo gradualmente parte da sua energia.

As outras regiões típicas do interior de uma estrela são menos densas e apresentam uma significativa diferença de temperatura entre a parte inferior, mais próxima do núcleo e mais quente, e a parte superior. Por isso se formam nestas regiões intensas correntes de convecção, que facilitam tanto o transporte de energia como o de matéria estelar entre as suas extremidades. São designadas regiões convectivas. Para entender como estas correntes se formam, consideremos uma bolha de plasma na base da região convectiva. Ao aquecer, a bolha ascende a camadas superiores onde a pressão é menor, permitindo que a bolha se expanda e arrefeça ligeiramente. Este processo é repetido até que a bolha atinge uma camada onde a sua temperatura é menor do que a da região envolvente. Então, por falta de impulso, ela afundar-se-á. A repetição deste ciclo traduz-se na contínua ascensão e descida destas bolhas, criando as tais correntes convectivas capazes de transportar energia e matéria.

Mas como é que estas zonas se distribuem pelo interior das estrelas? Isso depende de um conjunto de propriedades responsáveis por definir a estrutura, a dinâmica e a evolução de cada estrela. A principal delas é a massa total da estrela.

Estrelas com pouca massa, ou seja, com menos de 0,7 vezes a massa do Sol, tais como as designadas anãs vermelhas (o tipo de estrela mais frequente no Universo, embora invisíveis a olho nu), são completamente convectivas, o que significa que as correntes de convecção vão desde o seu núcleo até à sua superfície, não existindo zonas radiativas. Assim, apesar das condições de temperatura e pressão que permitem a produção de energia se encontrarem apenas na região central, todo o hidrogénio da estrela pode ser transportado até ao núcleo e utilizado na produção de energia. Este fator, ligado à baixa luminosidade típica destas estrelas, permite que as anãs vermelhas tenham uma vida longa e estável, que pode ser de várias dezenas de milhares de milhões de anos, muito superior à esperança de vida do nosso Sol, que é de cerca de dez mil milhões de anos.

O caso de estrelas massivas, com mais de 1,3 vezes a massa do Sol, é bem diferente. Nestas, a produção de energia faz-se através de um processo mais sensível à temperatura, criando as condições propícias para a formação de um núcleo dominado por correntes convectivas, e envolvido por um envelope exterior radiativo. Para estrelas ainda mais massivas, é possível que o núcleo convectivo se estenda desde o núcleo até à superfície, como nas anãs vermelhas. Contudo, o seu período de vida estável é de apenas de alguns milhões de anos. Como a energia necessária para manter uma estrela coesa e estável é proporcional à massa da estrela multiplicada duas vezes por ela própria (proporcional à massa elevada ao cubo), a energia necessária para manter a sua estabilidade é enorme. Assim, o combustível disponível é rapidamente consumido, fazendo com que o tempo de vida estável destas estrelas na sua ‘idade adulta’ seja muito curto, indo pouco além de algumas dezenas de milhões de anos.

Consoante a massa total da estrela, a sua estrutura interna também será diferente, com diferentes processos de transferência de energia a dominar a diferentes profundidades da estrela.

Fotografia de Sun.org (www.sun.org), com a licença CC-BY-SA 3.0, adaptado pelo IA

Estrelas como o Sol, com uma massa entre 0,7 e 1,3 massas solares, apresentam núcleos radiativos e envelopes exteriores convectivos. Por isso, estas estrelas apenas podem contar com o hidrogénio contido no seu núcleo para produzir energia durante a sua ‘vida adulta’. Apesar disso, o ritmo a que consomem hidrogénio e produzem energia permite-lhes brilhar durante alguns milhares de milhões de anos.

É importante esclarecer que esta separação entre zonas não é absoluta. É difícil estabelecer a estrutura da estrela em função da sua massa, ainda mais quando existem outros fatores que são necessários considerar para melhor descrever uma estrela. Outro desses fatores é a composição química do material de que a estrela é feita, ou seja, os vários elementos químicos que compõem o gás ionizado, assim como a proporção relativa de cada um. A composição química da estrela determina a opacidade do plasma, o que afeta a facilidade com que o processo convectivo transporta energia e matéria dentro da estrela.

Por fim, estas descrições referem-se apenas ao período de ‘vida adulta’ das estrelas, a mais longa fase da sua existência, em que produzem energia pela conversão de núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio. Fases de evolução mais avançadas, em que a estrela prossegue a produção de energia mas convertendo hélio, e sucessivamente outros núcleos atómicos, em elementos químicos mais pesados, podem levar à formação de novas regiões convectivas temporárias. Estas são o resultado desse período de maior instabilidade na fase final da vida das estrelas.

Os sinais à superfície

Mas como é que os astrónomos sabem de tudo isto sem terem mergulhado dentro de uma estrela? Por ser a estrela mais próxima, o Sol tem sido intensamente estudado pelos astrónomos para os ajudar a compreender a sua estrutura, dinâmica e evolução, permitindo-lhes extrapolar conclusões para as outras estrelas. Por ser uma estrela de fácil observação, é possível estudar diversos fenómenos interessantes que ocorrem na sua superfície, tais como a granulação, as manchas solares, ou as protuberâncias. Se considerarmos que o Sol possui um envelope convectivo, não é de estranhar que a convecção consiga explicar a formação de alguns destes fenómenos.

Na verdade, a granulação da superfície do Sol não é mais do que o topo das correntes de convecção, com plasma quente ascendente no centro brilhante do grânulo, e plasma frio (e menos luminoso) descendo pelas laterais. Com um diâmetro típico de cerca de mil quilómetros e um tempo de vida de aproximadamente 15 minutos, a evolução destes grânulos é extremamente influenciada pelo ambiente circundante, especialmente pelo campo magnético que cobre a superfície solar.

O campo magnético solar é essencialmente formado a 70 por cento do raio do Sol, entre as zonas radiativa e convectiva. À superfície, como o plasma estelar é um condutor elétrico e, por isso, influenciado pelos campos magnéticos, concentrações de linhas magnéticas são capazes de inibir as correntes de convecção ascendentes numa dada região. Esta inibição resulta numa descida de temperatura que origina áreas menos luminosas na superfície do Sol, conhecidas como manchas solares.

Visão detalhada de uma mancha solar, resultado de uma intensa concentração do campo magnético do Sol. O número de manchas solares varia, sendo maior em períodos de maior atividade do Sol. Na superfície circundante observa-se a típica textura granulada, com cada grânulo correspondendo ao topo de uma coluna de convecção.

Fotografia de Swedish 1-m Solar Telescope (SST)-Institute for Solar Physics, Sweden / Mats Löfdahl

Entender os processos de transferência de energia é essencial para que consigamos compreender as estrelas no Universo. Apesar de não conseguirmos observar diretamente o interior das estrelas, é possível deduzir a sua estrutura e composição. Neste ponto, as correntes de convecção fornecem uma ajuda extra. Elas são capazes de produzir vibrações que se movem através do material estelar e com características que são específicas de cada zona interna que atravessam. Estas pulsações, que são como sismos mas que não se propagam num meio sólido como o da crosta terrestre, fazem com que a luminosidade da estrela varie, o que permite a sua deteção no espectro da luz da estrela. Estudadas por um ramo da astronomia designado asterossismologia, estas pulsações fornecem informações que permitem uma caracterização rigorosa dos interiores estelares.

Várias missões espaciais têm-se dedicado nos últimos anos tanto à observação do Sol como de outras estrelas. Projetos na área da asterossismologia, como as missões espaciais Kepler (NASA, 2009) e TESS (NASA, 2018), e a futura missão PLATO (ESA, 2026), as duas últimas com participação do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), parecem ser os mais promissores para ajudar a entender a estrutura e dinâmica interna das estrelas. Uma parte fundamental é a programação de algoritmos que permitam o tratamento dos dados recebidos pelos satélites, de forma a compreender a informação obtida com estas missões.

Ainda assim, há muito por compreender sobre estes processos físicos para ampliarmos o nosso conhecimento sobre as estrelas, esses astros aos quais devemos o facto de o Universo não ser apenas frio e escuridão. Mas não se preocupe, não precisa de ser astrónomo ou astrónoma para continuar a aproveitar uma bebida quente na próxima noite estrelada.


Miguel T. Clara é estudante de Doutoramento em Astronomia na Universidade do Porto e investigador do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA).

Continuar a Ler

Descubra Nat Geo

  • Animais
  • Meio Ambiente
  • História
  • Ciência
  • Viagem e aventuras
  • Fotografia
  • Espaço
  • Vídeos

Sobre nós

Inscrição

  • Revista
  • Registrar
  • Disney+

Siga-nos

Copyright © 1996-2015 National Geographic Society. Copyright © 2015-2017 National Geographic Partners, LLC. Todos os direitos reservados