1) O documento discute a evolução da compreensão da estrutura atômica e nuclear ao longo do século XX, desde a teoria de Rutherford até as descobertas de fissão nuclear de urânio. 2) A fissão nuclear de urânio, descoberta por Hahn e Meitner em 1939, mostrou que os núcleos de urânio podem se dividir em fragmentos menores quando bombardeados por nêutrons, liberando grande quantidade de energia. 3) Isso ofereceu pela primeira vez a possibilidade de uso prá

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.br
OBS: Se desejar, solicitar arquivo pelo blog.
“Vemos agora que no caso da radiação as porções de energia, ou quanta, embora sem
importância e negligenciáveis para as ondas longas do rádio, torna-se de grande
significação para as ondas muito mais curtas emitidas pelos átomos. Simultaneamente, o
quantum de energia mecânica adquire importância. somente para sistemas. de tamanho
tão pequeno como o dos elétrons que giram em redor do núcleo atômico. E embora na
vida ordinária possamos desprezar a atomicidade da energia, como desprezamos a
atomicidade da matéria, no microcosmo dos átomos a situação se torna de todo
diferente. Os elétrons no modelo Rutherford não caem sobre o núcleo simplesmente
porque possuem o mínimo de energia que tais partículas podem possuir em tais
condições. Desde que possuem este mínimo de energia, que em princípio não pode
decrescer ainda mais, o seu movimento pode ser definido como o "ponto-zero do
movimento" - o que na velha física equivale ao completo repouso.
Se procuramos dar alguma energia adicional ao átomo, o primeiro quantum dessa
energia muda completamente o estado de movimento do átomo e leva os seus elétrons
ao estado inicial de excitação quântica. A fim de voltar ao estado normal, nosso átomo
tem de emitir a soma de energia recebida sob forma de um quantum de luz, o que
explica o bem definido comprimento de onda da luz emitida.
Embora a teoria atômica de Bohr contribua tremendamente para a nossa compreensão
dos fenômenos subatômicos, é claro que ainda não representa a forma final duma
adequada teoria do movimento subatômico. Outro notável desenvolvimento da teoria do
quantum ocorreu em 1926, quando o físico austríaco Erwin Schrõdinger e o alemão
Werner Heisenberg, simultaneamente, mas independentes um do outro, propuseram o
que 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 alguma
especial “onda-pilôto”, a qual dá a tais movimentos certas propriedades características
do fenômeno onda. A teoria de Heisenberg sôbre a nova mecânica baseava-se em idéia
totalmente diversa, segundo a qual a posição e a velocidade de qualquer partícula em
movimento 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 despeito
destas profundas diferenças aparentes, verificou-se que as duas teorias eram
matematicamente equivalentes, representando apenas diferentes aproximações da
mesma realidade física.” (pág. 66s).
“Em tôdas as reações nuc1eáres até aqui discutidas as transformações consistem
sobretudo na expulsão de comparativamente pequenas partes nucleares (como as
partículas-α, os elétrons, os nêutrons); até êste ponto do desenvolvimento da física
subatômica, ainda não fôra observada a explosão do núcleo de um elemento pesado em
duas partes mais ou menos iguais. Mas recentemente ( inverno de 1939) êsse efeito foi
apreendido 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 de
bário e outro, presumivelmente, um núcleo de criptônio. O processo é acompanhado de
liberação de energia que excede por um fator de centenas a energia produzida em
qualquer outra reação nuclear. Como vamos ver adiante, êste novo tipo de

2. transformação nuclear nos dá, pela primeira vez, alguma esperança de utilização prática
da energia subatômica.” (pág. 94s).
“Em contraste com os projéteis nucleares carregados, os nêutrons representam as
partículas ideais para o bombardeio. Primeiramente, devido à completa ausência de
carga elétrica, os nêutrons varam as cascas eletrônicas sem nenhuma perda de energia
(como vimos, os nêutrons não deixam traço nebuloso em sua passagem); em segundo
lugar, quando finalmente colidem com um núcleo, não são detidos por nenhuma fôrça
de repulsão. Segue-se que praticamente todos· os nêutrons lançados de encontro a uma
espêssa camada de matéria cedo ou tarde encontram em seu caminho um núcleo e nele
penetram.
Mas exatamente por causa desta penetrabilidade dos nêutrons e da facilidade com que
são por isso capturados, (*nota: como vimos no último capítulo, um nêutron, depois de
penetrar no núcleo, lá fica, expulsando um próton ou uma partícula-α ou finalmente
descarregando sua energia por meio da emissão dum raio-γ (gama)) os nêutrons livres
mostram-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 por
mais 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 bombardeio
por meio de nêutrons está em descobrir alguma reação nuclear em que os nêutrons, por
assim dizer, se multipliquem a si mesmos. Se cada nêutron incidente só pudesse
arrancar do núcleo bombardeado dois ou mais nêutrons "frescos", e se essas novas
partículas pudessem a seu turno produzir ainda mais nêutrons na colisão com outros
núcleos, de modo que o número de nêutrons atuantes crescesse em proporção
geométrica (...), nosso problema estaria resolvido. A situação aqui é um tanto similar ao
problema da multiplicação das raças humanas; e do mesmo modo que o crescimento das
populações só é possível se o número médio de crianças nascidas em cada família for
maior que dois, assim também não menos de dois nêutrons devem ser emitidos por cada
núcleo "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 que
as reações nucleares representavam uma proliferação de estritamente um para um (isto
é, uma partícula só produzia outra). Como foi sugerido no último capítulo, entretanto as
novas experiências de Hahn e Meitner, no caso do bombardeio de urânio e tório por
meio de nêutrons, mostraram que os núcleos dêstes elementos são consideravelmente
mais frágeis que os de qualquer outro. Quando chocados pelos nêutrons, êsses núcleos
se rompem muitas vezes em duas partes grandes, e a ruptura é acompanhada da
expulsão de pequenos estilhaços nucleares sob forma de dois, três e às vezes quatro
novos nêutrons. Assim, temos aqui um caso em que o processo multiplicativo realmente
ocorre; e o adequado tratamento dessas reações nucleares pode conduzir-nos à
possibilidade de liberação de energia subatômica em. alta escala.
Duas questões imediatamente surgem, a primeira relativa às razões pelas quais um
fragmento de urânio, quando bombardeado por meio de nêutrons em nosso laboratório,
não explode imediatamente, aniquilando os experimentadores e todos os sêres vivos
num raio de centenas de milhas. Porque, teoricamente, tal reação multiplicativa, uma
vez iniciada, devia assumir a forma de tremenda explosão, visto que as imensas
quantidades de energia armazenadas nos átomos de urânio (10(elevado a 18) ergs por

3. grama, equivalente à energia explosiva duma tonelada de dinamite!) podem ser
liberadas numa fração de segundo.
A resposta a esta importante pergunta é que, primeiro, o urânio usado em nossos
laboratórios é úmido - não úmido no sentido comum da palavra, mas no sentido de que
a sua parte ativa está misturada com grande quantidade de material inativo (como um
pedaço de pau pode estar saturado de água); e êsse material inativo absorve a maior
parte dos nêutrons novamente criados e assim os afasta do serviço ativo. Sabemos que o
urânio comum se compõe duma mistura de dois isótopos, Ui e Uii (...), com pesos
atômicos, respectivamente, de 238 e 235. O isótopo mais leve, Uii, está presente na
mistura em pequena concentração de apenas 0,7 por cento; êste isótopo é o responsável
pela ruptura e a intensa emissão de nêutrons. O isótopo pesado Ui forma 99,3 por cento
da mistura e também capta os nêutrons incidentes; mas em vez de rompê-los com alta
energia liberatória os retém e emite o excesso de energia sob forma de radiação-γ. Dêsse
modo, só muito poucos dos nêutrons produzidos tomam parte no processo de
multiplicação; e para obtermos um processo de multiplicação progressiva temos de
separar os isótopos leves dos pesados, o que ainda não conseguimos realizar. A
moderna técnica da separação do isótopo envolve grande número de sucessivas
difusões, durante as quais a concentração do isótopo mais leve gradualmente recresce
nas 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: A
15 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 que
primeiro produza um isótopo Uii de alta concentração voe pelos ares com tôda a cidade
em redor. Porque a recrescente concentração do isótopo mais leve de urânio será
provavelmente acompanhada de uma correspondente queda da liberação de energia
subatômica; e antes que o calor desenvolvido se torne perigoso, o processo de separação
se deterá, prevenindo a explosão. Esperemos pelo menos que assim seja!” (pág. 102ss).
“Vamos mergulhar pela ´ltima vez, nas profundezas da matéria, resumindo as principais
conclusões dos capítulos anteriores. Primeiramente vimos que a matéria, que parece tão
homogênea à luz das nossas experiências cotidianas, na realidade se compõe de
pequeninos grânulos chamados moléculas. Nenhum microscópio é bastante poderoso
para nos permitir a visão dessas partes constituintes da matéria, e a sutilíssimos e
especialíssimos métodos tem a física moderna de recorrer para provar a sua existência e
estudar-lhes as características.
Há por exemplo, cerca de 600.000.000.000.000.000.000.000 (23 zeros!) moléculas de
H2O em cada polegada cúbica de água, e todas perpetuamente animadas de vigoroso e
desordenado movimento térmico, qual um amontoado de peixes vivos dentro da cesta
do pescador. Este movimento molecular gradualmente esmorece com a queda da
temperatura, mas é preciso que esta caia a 273°.C. abaixo de zero para que tais
partículas fiquem em completo repouso. Por outro lado, a elevação da temperatura
acelera a agitação das moléculas e afinal as arrasta à separação. Sabemos que formam
então um gás, ou vapor, no qual as partículas se movem mais ou menos livres e colidem
com outras interpostas em seu caminho.
Há tantos tipos de moléculas como há substâncias químicas (isto é, centenas de
milhares); mas se as olharmos mais de perto vemos que as moléculas são compostas de
partículas muito menores chamadas átomos. Existem apenas 92 qualidades de átomos,
correspondentes aos 92 elementos químicos puros, embora simples combinações dêstes

4. átomos produzam os inumeráveis compostos químicos. As várias redistribuições dos
átomos em moléculas complexas podem ser observadas como reações químicas
específicas, ou transformações de um composto químico em outro. A despeito, porém,
de todas as tentativas medievais no campo da alquimia, os átomos teimosamente se
recusaram a transformar-se um em outro, o que levou os químicos à errônea conclusão
de que eram realmente elementares e indivisíveis, como fôra sugerido pelos gregos; o
nome "átomo" quer dizer indivisível.
Mas o progresso da física abalou no fim do século passado êsse ponto de vista, e hoje
sabemos que um átomo é um complicado sistema mecânico, composto de um núcleo
central e um enxame de elétrons em redor, movidos por fôrças elétricas. A cidadela
indivisível passou então a ser êste núcleo, até que, último reduto da indivisibilidade de
Demócrito, teve de ceder aos ataques do profundo investigador da matéria, chamado
Lord Rutherford of Nelson.
No ano de 1919 o primeiro núcleo de azoto foi por êle quebrado mediante um
bombardeio de minúsculos projéteis - as partículas-α; e nas duas décadas seguintes
ocorreu o imenso progresso do que chamamos física nuclear. Dúzias de reações
nucleares foram produzidas e minuciosamente investigadas, de modo que hoje sabemos
mais do núcleo atômico do que anos passados sabíamos do átomo.
Os dois fatos mais importantes das reações nucleares, distintivos das reações químicas
comuns, são as tremendas quantidades de energia subatômica liberadas nas
transformações, e as tremendas dificuldades que se deparam aos investigadores para
produzir tais reações em larga escala. De fato, devido à espêssa camada de cascas
eletrônicas que rodeiam o núcleo individual, só uma pequena proporção dos projéteis
usados nos bombardeios alcança o núcleo atômico, e de milhares de projéteis que o
alcançam talvez não mais que um produza a desejada transformação. Se é verdade que
durante os últimos anos a descoberta dos nêutrons e das reações multiplicativas a êles
ligadas nos deu alguma esperança de utilização prática da energia subatômica
armazenada no interior dos átomos, essa esperança ainda permanece tal.
O estudo das propriedades de desdobramento dos núcleos de urânio e tório nos levaram
muito perto da solução do problema, mas êsses dois elementos são excepcionais em
matéria de instabilidade e além disso bastante raros no planeta. O problema básico de
como liberar a energia nuclear de outros elementos mais comuns é ponto que ainda
permanece em aberto.
Nos capítulos seguintes o leitor impaciente vai rever o Sol, e notaremos que a
transformação em larga escala dos elementos comuns, os quais teimosamente retêm
suas energias ocultas ainda sob os mais intensos bombardeios, ocorre espontânea sob
certas condições de muito altas temperaturas, praticamente inatingíveis em nossos
laboratórios terrestres. E também veremos que essas transformações são inteiramente
responsáveis pela luz e o calor do Sol e pela radiação de energia de todas as outras
estrelas do céu.” (pág. 106ss).
“A DESCOBERTA das enormes quantidades de energia liberáveis no processo da
transformação nuclear fornece-nos a chave duma possível solução do velho enigma da
radiação solar. Já dissemos que as reações nucleares conducentes à transformação de
um elemento em outro são em regra seguidas duma liberação de energia que excede, por
um fator de muitos milhões, a energia liberada nas reações químicas comuns entre as
moléculas. Assim, um sol constituído de carvão queimar-se-ia completamente em 50 ou
60 séculos, mas um Sol que extrai a sua energia de fontes subatômicas pode levar
bilhões de anos se queimando.

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 do
Sol (*nota: Esses elementos, entretanto, abundam o suficiente para que, por meio do
calor que desenvolvem, sejam os principais responsáveis pelo fato do interior da Terra
ainda 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 dos
elementos comuns ordinariamente estáveis. Podemos pois imaginar o interior do Sol
como um gigantesco laboratório alquímico onde a transformação de vários elementos se
realiza de modo tão fácil como as reações químicas comuns em nossos laboratórios
terrestres.
Nesse caso, quais são as extraordinárias facilidades dessa fábrica de energia cósmica
que produz o fenômeno da transformação nuclear em tão larga escala e libera tamanhas
quantidades de energia subatômica? Se nos lembrarmos do que foi dito no Capítulo I
sôbre as condições físicas no interior do Sol, veremos logo que o mais frisante
característico dessas regiões é a temperatura extremamente alta, nem de longe
suportáveis sob as nossas condições terrestres. Não se encontrará nessas altas
temperaturas a razão do alto índice de transformação nuclear ocorrente no interior do
Sol? Sabemos que tôdas as reações comuns entre moléculas são grandemente aceleradas
pelo aquecimento e se uma acha de lenha ou um pedaço de carvão entra a queimar-se
quando aquecido à temperatura de algumas centenas de graus, por que não admitir que a
matéria aquecida a milhões de graus no interior do Sol também não se "queime" no
sentido nuclear?
Uma resposta a esta importante questão foi pela primeira vez sugerida por dois jovens
sábios, Roberto Atkinson e Fritz Houtermans, em 1929. As altíssimas temperaturas do
interior do Sol tornam tão grande a energia cinética do movimento térmico que as
violentas colisões mútuas entre as partículas de matéria são tão destrutivas dos núcleos
como os impactos de projéteis atômicos nos nossos bombardeios experimentais. De
fato, à temperatura de 20 milhões de graus a média da energia cinética do movimento
térmico 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 dos
elementos. Mas se o método ordinário de bombardeio pode ser comparado ao ataque de
baioneta de uma simples fileira de soldados contra grande massa de povo, o processo
termonuclear mostra-se quase análogo a violenta luta corpo a corpo no seio de multidão
extremamente excitada.
Cumpre ainda notar que nas altíssimas temperaturas em que as reações termonucleares
se realizam, a matéria já não é formada de átomos e moléculas, no sentido exato das
palavras. Em temperaturas muito mais baixas as cascas eletrônicas dos átomos já terão
sido completamente retiradas pelas mútuas colisões térmicas; e a matéria consistirá em
uma mistura de núcleos nus, destituídos de cascas eletrônicas, já não terão um
acolchoado contra as colisões térmicas, e os violentos impactos diretos com freqüência
produzirão resultados fatais.
A persistência das colisões térmicas torna as reações termonucleares infinitamente mais
eficazes que o processo comum de bombardeio, no qual a energia inicial dos projéteis
artificialmente acelerados se perde depois da passagem através da carne eletrônica de
apenas 100 mil átomos da substância bombardeada. Se, por exemplo, elevarmos uma
mistura de hidrogênio e lítio a temperatura suficientemente alta, as fortes colisões
térmicas entre suas partículas não cessarão enquanto todos os núcleos não forem
transformados em hélio. A energia subatômica liberada no processo conservará nossas
substâncias reagentes no grau de calor necessário, de modo que tudo quanto precisamos

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 entre
prótons e os núcleos de vários elementos leves se processam com suficiente rapidez
para produzirem a necessária energia. Em sua hipótese da constituição solar, Eddington
nos mostrou que o corpo do Sol contém cêrca de 35% de hidrogênio, e agora temos de
conhecer quais os outros participantes da reação. Para isto cumpre calcular os índices de
produção de energia para a multidão de possíveis reações nuc1eares, e compará-las com
a radiação do Sol efetivamente observada.
É claro, por exemplo, que a reação hidrogênio-lítio se mostra muito rápida pára ser a
principal reação produtora de energia; como vimos, à temperatura de 20 milhões de
graus 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 do
Sol, 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 interior
quantidades apreciáveis de lítio, do mesmo modo que um barril lentamente a queimar-se
não pode conter pólvora.
Por outro lado, a liberação da energia termonuclear na reação entre prótons e núcleos de
oxigênio, 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 nosso
velho Sol", vinha pensando consigo o Dr. Hans Bethe, ao voltar de trem para sua casa
em Cornell, vindo da Conferência sôbre a Física Teórica realizada em Washington em
1938, na qual se inteirou da importância das reações nucleares na produção da energia
solar. "Talvez antes do jantar já eu a tenha achado!" continuou êle e, tomando um
pedaço de papel, pôs-se a cobri-lo de fórmulas e números, talvez com grande surpresa
de seus companheiros de viagem. Foi rejeitando uma reação nuclear atrás da outra, num
processo de eliminação; e como o Sol, inteiramente alheio à preocupação que estava
causando começasse a baixar no horizonte, era provável que sua luz não fôsse iluminar
as conclusões do sábio. Mas Bethe não era homem para perder um bom jantar por causa
de dificuldades com o Sol e, redobrando de esforços, conseguiu obter a resposta certa no
momento exato em que o garçon do restaurante veio anunciar a primeira refeição.
Simultaneamente, igual problema era abordado na Alemanha pelo Dr. Carl von
Weizsãcker, o primeiro a reconhecer a importância das reações nucleares cíclicas nos
problemas da produção de energia solar.
O processo primacialmente responsável pela produção da energia do Sol não se limita a
uma única transformação nuclear; consiste em tôda uma sequência de transformações
ligadas entre si - uma cadeia de reações. Um dos mais interessantes aspectos desta
sequência de reações é a cadeia circular fechada, que nos leva ao ponto de partida de
cada seis em seis passos. (..), vemos que os principais participantes da sequência são os
núcleos 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 uma
colisão com um próton é a formação do isótopo leve de azoto (N13) e a liberação de
alguma energia subatômica sob forma de raios-γ. Esta reação é bastante comum na
física nuclear e também pode ser obtida no laboratório com o uso de prótons de alta
energia artificialmente acelerados. O núcleo de N13, sendo instável, ajusta-se com a
emissão dum elétron positivo, ou partícula-β positiva, e torna-se o núcleo estável so
isótopo mais pesado co carbono (C13), existente em pequenas quantidades no carvão
comum. Sob o choque de outro termo-próton, este isótopo do carbono se transforma em
azoto comum (N14) e dá intensa radiação-γ. Depois o núcleo de N14 (do qual

7. poderíamos partir para a descrição do ciclo) colide com outro ( o terceiro) termo-próton
e dá surto a um instável isótopo de oxigênio (O15), o qual rapidamente se transforma no
estável N15 por meio da emissão dum elétron positivo. Finalmente, N15, recebendo em
seu interior um quarto próton, quebra-se em partes iguais, sendo uma delas o núcleo de
Cl2 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 circulares
estão sendo constantemente regenerados e atuam apenas como cata lisadores, como
diria um químico. O resultado líquido da cadeia de reações é o surto dum núcleo de
hélio, saído dos quatro prótons que sucessivamente entraram no ciclo; de modo que
podemos descrever todo o processo como a transformação do hidrogênio em hélio por
indução 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 processo
dependerá essencialmente da proporção de carbono (ou azoto) na matéria do Sol.
Aceitando o índice de 1%, fornecido pela astrofísica, Bethe conseguiu mostrar que a
liberação de energia em sua cadeia de reações na temperatura de 20 milhões de graus
coincide exatamente com a soma real de energia irradiada pelo Sol. Desde que tôdas as
outras possíveis reações levam a resultados em discordância com a evidência astrofísica,
temos de admitir que o ciclo azoto-carbono representa o processo que mais concorre
para a geração de energia solar. Também. cumpre notar que na temperatura do interior
do Sol o ciclo integral (...) requer cêrca de 5 milhões de anos, de modo que no fim dêsse
período cada núcleo de carbono ou azoto que originalmente entrou na reação, dela sairá
de novo tão fresco e intacto como quando entrou.
Em virtude da parte básica desempenhada neste processo pelo carbono, há algo há dizer
em favor da primitiva idéia de que o calor solar vinha do carvão; apenas, sabemos hoje
que em vez de ser um verdadeiro combustível, o “carvão” representa um pouco o papel
da lendária fênix.” (pág. 121ss).
“Os cálculos feitos pelo autor com base na teoria aceita da constituição interior do Sol
indicam que a radiação solar deve ir crescendo de modo gradual, e estará aumentada de
cem vezes quando o total do hidrogênio cair a zero. Estes cálculos também indicam que
com o decréscimo do conteúdo de hidrogênio o raio do Sol deve primeiramente
aumentar de uns tantos por cento e depois entrar lentamente a diminuir.
(...). Vemos que o novo desenvolvimento do problema da produção de energia solar nos
leva a conclusões de todo opostas às da teoria clássica. Em vez da vida na Terra acabar
em consequência dum completo enregelamento, está antes condenada a queimar-se no
intenso calor desenvolvido pelo Sol lá pelo fim da sua evolução. O aumento da radiação
solar por um fator de centenas elevará a temperatura em nosso planeta acima do ponto
de ebulição da água, e embora a essa temperatura nada aconteça à crosta, os oceanos e
mares entrarão em fervura.
É difícil imaginar qualquer forma de vida na superfície da terra suportando tais
condições, apesar de que o progresso da técnica durante os bilhões que nos separam
dessa desagradável conjuntura possa abrir salvadoras moradas subterrâneas ou mesmo
transportar 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 com
extrema lentidão. Podemos admitir que o aumento da atividade solar eleva a
temperatura média da superfície do nosso planeta com tamanha lentidão, que durante
todo o período geológico, enquanto o Sol perdeu só cêrca de 1% do seu conteúdo de
hidrogênio, a temperatura da terra subiu apenas de alguns graus. Assim, não é uma
subitânea catástrofe cósmica o que nos espera em consequência do processo

8. termonuclear no Sol (...), ma uma condição que pode ser prevista a tempo e
possivelmente evitada graças à colonização de Netuno pelo homem, por exemplo.
A lenta elevação da temperatura será provavelmente acompanhada de tais mudanças
evolutivas no mundo biológico, que a vida na Terra se tornará mais e mais adaptada ao
calor recrescente. Mas desde que nenhum organismo de alto desenvolvimento pode
viver na água em fervura, as condições se tornarão mais e mais desfavoráveis para a
vida, e as espécies biológicas começarão talvez a degenerar. É provável, portanto, que
as espécies mais altas desapareçam da Terra muito tempo antes que a temperatura se
torne 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 - e
nele caberá também a evolução do Sol. Segundo êste quadro, cada estrêla começa a vida
como um gigantesco globo de gás rarefeito e frio, composto de todos os elementos
químicos possíveis. A atração gravitacional entre as diversas partes da esfera determina
a sua progressiva contração e daí a elevação de temperatura no centro. Logo que a
temperatura central se aproxima de 1 milhão de graus, a primeira reação nuclear,
deutério-hidrogênio, tem início no interior estelar. A energia subatômica produzida
detém a contração do corpo da estrêla, a qual permanece mais ou menos estável
enquanto duram as reservas de deutério.
Mas logo que a quantidade de deutério se torna muito pequena para fornecer energia
radiante, o processo de contração retoma o seu curso. A estrela vai contraindo até que a
temperatura central chegue a ponto de permitir a reação termonuclear entre o hidrogênio
e o litio - e pela segunda vez o processo contrator é detido.
Dêsse modo, passando duma reação à seguinte e gradualmente elevando a temperatura
central e a luminosidade, a gigante vermelha aproxima-se da região da sequência
principal, e a ação catalisadora do carbono e do azoto começa. Como a proporção
original dos elementos leves do corpo estelar não vai provavelmente alem duma fração
de 1%, a completa "queima" durante o período de gigante vermelha determina apenas
pequeno decréscimo no conteúdo total do hidrogênio. Mas logo que a estrêla entra na
sequência principal sua temperatura central se torna alta a ponto de per permitir a
operação do ciclo carbono-azoto, o consumo de hidrogênio segue sem parada até o
desaparecimento do derradeiro átomo. Neste ponto começa a contração final que leva a
estrêla à morte.” (pág. 159s).
”DO NOSSO ponto de vista humano, tôdas as mudanças evolucionárias na história das
estrêlas até aqui discutidas são muito lentas - exigem milhões de anos para se tornarem
apreciáveis. Assim; mesmo quando aplicadas ao Sol - o seu progressivo aquecimento, a
sua última contração seguida do estado de máxima luminosidade - representam para os
habitantes da Terra simples especulações de interêsse apenas teórico.
Mas a observação do céu revela a ocorrência de muitas catástrofes, que em horas ou
dias trazem completa mudança ao estado duma estrêla.
Inesperadamente, e sem nenhuma indicação preliminar, uma estrela entra a brilhar com
intensidade acima da normal por um fator de centenas de milhares, e, em alguns casos
até de bilhões. A estrêla que antes da explosão era pálida e passava despercebida, de
súbito se torna uma das mais brilhantes do céu e atrai a atenção dos astrônomos e
supersticiosos. Esse estado de intensidade máxima, porém, não dura muito tempo;
depois de atingir o brilho máximo, a estrêla explodida vai gradualmente empalidecendo
e dentro de meses volta ao que era.

9. As antigas observações anteriores ao telescópio não podiam alcançar o estado original
dessas estrelas (em muitos casos invisíveis a olho nu), e as estrêlas em explosão
recebiam o nome errado de estrêlas novas ou novae. Diversas referências à aparição
extremamente brilhante desse tipo de estrêlas encontram-se em documentos da história
antiga - e é possível que a “Estrela de Belém” representasse uma dessas catástrofes
cósmicas.
Em tempos mais próximos um famoso dinamarquês, Tycho Brahe, observou, em
novembro de 1572, uma brilhante explosão estelar; durante o período de luminosidade
máxima uma estrela era visível até de dia. Outra nova apareceu logo depois, em 1604, e
está ligada ao nome de Johann Kepler, o astrônomo que nos deu as leis do movimento
planetário. Depois dessas duas grandes explosões, comemoradas por dois brilhantes
nomes da história astronômica, os céus permaneceram relativamente calmos até 1918,
quando uma estrêla de grande luminosidade, maior ainda que Sírio, apareceu por algum
tempo na constelação de Águia .e constituiu o primeiro caso tratado pelos métodos
observacionais modernos (...).
Está claro que além destas notáveis novas, muitas outras explosões estelares têm
havido, mas a distâncias muito grandes para que pudéssemos percebê-las. A moderna
investigação sistemática dos céus por meio da fotografia indica que pelo menos vinte
explosões deste gênero ocorrem anualmente no grupo de astros formadores do nosso
sistema solar.” (pág. 183s).
“No caso particular das supernovas um inédito mecanismo de explosão foi sugerido por
Zwicky, logo depois que provou a ocorrência de tais catástrofes estelares. Para bem
apreendermos a idéia de Zwicky cumpre voltarmos ao caso das estrêlas super-densas
(...). Vimos lá que depois de consumido todo o hidrogênio disponível para as reações
termonucleares, as estrêlas entram a contrair-se, como redução do raio e intensificação
da densidade.
(...) damos em gráfico a representação do fato de que o raio duma estrêla em colapso
está em função de sua massa, decrescendo com o crescimento desta. Nesse diagrama o
leitor verá que a curva expressando essa relação massa-raio não se prolonga
indefinidamente na direção das massas maiores, mas leva a um raio zero para uma
massa igual a 1,4 da do Sol. Isto quer dizer que o raio mínimo de tôdas as estrêlas em
contração mais pesadas 1,4 do Sol é zero, ou, em outras palavras, que tôdas as estrêlas
suficientemente pesadas não se prendem a nenhum limite de contração. É tamanho o
peso das camadas exteriores dessas estrêlas, que a pressão interior do gás eletrônico de
Fermi nunca consegue contrabalançá-lo, e nenhum equilíbrio estável, com um valor
finito do raio, é possível (*nota: O leitor não deve esquecer que isso só ocorre com as
estrelas privadas de hidrogênio e vivendo da energia gravitacional liberada pela
contração. Em todas as jovens estrelas que contêm hidrogênio, as reações
termonucleares produzem a energia necessária para manter a temperatura central e a
pressão do gás na altura precisa para assegurar a estabilidade).
Que acontece a uma estrela muito pesada que, matematicamente falando, está se
contraindo 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 os
núcleos atômicos constituintes da matéria estelar se tornam iguais em seus diâmetros.
Neste estágio da compressão os núcleos e elétrons, postos em contacto direto, ligam-se
como 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 à
progressiva contração das estrelas pesadas, e no estado de equilíbrio rsultante o interior

10. estelar será ocupado por um núcleo gigantesco, muito análogo ao núcleo atômico, mas
medindo centenas de quilômetros de diâmetro. Construído de núcleos atômicos e
elétrons deslocados pelo esmagamento, este núcleo estelar será neutro e possuirá uma
densidade excedente à da água por um fator de diversos trilhões.
Uma pequena partícula dessa matéria tão densa pesaria várias toneladas! Mas não
devemos esquecer de que nesse “estado nuclear” a matéria só pode existir sob
tremendas pressões existentes no interior das estrelas em contração. Quando trazidas
para fora dessas regiões, imediatamente se expandirá, projetando-se em núcleos e
elétrons separados e formando átomos de diferentes elementos químicos estáveis.”
(pág. 106ss).
“Diversas vezes já acentuamos que no começo de seu desenvolvimento as estrelas são
esferas gasosas extremamente rarefeitas e relativamente frias, que se aquecem e se
tornam luminosas em conseqüência da contração gravitacional. Na aurora do universo
as estrelas deviam ser tão diluídas que ocupavam todo o espaço disponível, formando
praticamente uma continuidade gasosa. Mais tarde, por ação de alguma instabilidade
interna, esta massa gasosa contínua deve ter-se rompido em certos número de núcleos
separados ou, por assim dizer, “gotas de gás”, que se foram contraindo até produzirem
as estrelas de hoje.
Que condições físicas ocasionaram essa ruptura da continuidade do gás cósmico, e por
que 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” e
deixasse em redor de si o vácuo.
A diferença entre os dois casos não está em nenhuma propriedade física ou química do
gás formador das estrelas, mas sim na vasta extensão do espaço interestelar comparada
ao volume duma sala comum, ou mesmo à espessura da camada atmosférica. Se dentro
da sala, ou na livre atmosfera que rodeia o nosso globo, uma parte do gás começasse a
concentrar-se em certa região, o aumento da pressão gasosa naquele ponto
imediatamente dispersaria a concentração e levaria a densidade ao seu valor normal. E
assim os germes das “gotas de ar” não teriam probabilidade de se desenvolverem em
tais concentrações.
Mas se um germe for suficientemente grande pode ser mantido coeso pela mútua
atração gravitacional entre suas partes, e as forças da gravidade forçá-las-ão a maior
concentração. Os cálculos do físico e astrônomo inglês Sir James Jeans mostram que a
formação de tais germes sempre deve ocorrer quando o gás se espalha por uma região
de suficientemente grandes dimensões geométricas. No caso do ar atmosférico, o
diâmetro de um germe que possa manter-se coeso teria de ser de muitos milhões de
quilômetros, ) 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 necessariamente
devem ter-se realizado.
Quando tôda a matéria que hoje forma as estrêlas estava uniformemente distribuída pelo
espaço, 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 em
temperatura de algumas centenas de graus, as fôrças da gravidade puderam romper o
gás e arrastá-lo à formação de esferas separadas, cada uma com um diâmetro de cêrca
de 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 gotas
de gás se foram transformando nas estrêlas de hoje.

11. Devemos acrescentar que êste processo de formação ,estelar por meio da instabilidade
gravitacional de grandes màssas gasosas também podia, em alguns casos, levar à criação
de corpos muito maiores que as estrêlas conhecidas. Mas as temperaturas centrais e a
produção de energia nuclear, no interior de tais "superestrelas" fá-las-ia absolutamente
instáveis, 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 de
anos, o que nos dá, grosso modo, o tempo em que ocorreu a ruptura da continuidade
gasosa inicial. Mas estará encerrado esse processo de formação estelar ou algumas
estrêlas novas (não "novae", mas realmente novas) estarão ainda se formando.
O estudo de diferentes tipos de estrêlas do nosso sistema indica de modo definido que
algumas são muito mais jovens que outras, ou que o resto do universo. Vimos, por
exemplo (...), que as chamadas gigantes vermelhas representam fases mais precoces na
evolução estelar. Sentimos dificuldade em admiti que essas estrêlas possam ter mais que
alguns milhões de anos, o que nos leva a concluir que se formaram durante os tempos
geológicos. O mais frisante exemplo duma estrela em precoce estado de evolução é uma
que já discutimos, a infra-vermelha Eurigae I, provavelmente ainda na fase de
contração.
As mais brilhantes estrelas da sequência principal, as conhecidas como gigantes azues,
também devem ser relativamente jovens. Em vista da extrema luminosidade dessas
estrelas, a sua vida total deve ser curta, e de acordo com os nossos conhecimentos, elas
devem representar uma adição recente ao nosso sistema estelar. Estrelas, como, por
exemplo, a 29 Canis Majoris ou a AO Cassiopeiae produzem 20.000 vezes mais energia
por grama de matéria do que o nosso Sol, e ainda disporão de hidrogênio por um espaço
de mais de 5 milhões de anos. Positivamente, estas estrelas não podiam estar no céu
quando os gigantescos sáurios ainda eram os donos da superfície da Terra.
Nos espaços interestelares não falta certamente matéria gasosa difusa (nebulosas
gasosas), o que nos leva a concluir que o processo de formação das estrelas ainda está
em curso, embora em muito menor escala do que outrora.” (pág. 204s).
“Quando comparamos a idade de diferentes tipos de estrelas com a provável idade de
todo 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 de
energia nuclear, e que nesse sentido representam o estado de evolução a que o Sol
chegará quando igualmente houver exaurido as suas reservas de hidrogênio. Mas
também vimos que as estrelas do tamanho do Sol necessitam de vários bilhões de anos
para chegar a esse estado, e que o nosso Sol, a partir do berço, apenas consumiu 35% do
seu conteúdo de hidrogênio.
Como, então, estrelas, tias como a companheira de Sírio, já não dispõem de hidrogênio
e estão morrendo lentamente? É difícil supor que nos começos não tenham tido
abundância de hidrogênio, já que os elementos químicos do universo parecem muito
bem misturados e distribuídos: por outro lado, elas não podem ser mais velhas do que o
próprio universo estelar. Em suma, o universo estelar parece ainda muito jovem para
conter estrelas tão velhas e decrépitas como as anãs brancas, e a presença da
companheira de Sírio no clã estelar não é menos surpreendente que a aparição dum
velho de barbas brancas num berço duma maternidade.
Ao autor parece que a única explicação razoável da existência hoje das anãs brancas
está na hipótese de que essas estrelas nunca foram moças, e representam fragmentos
oriundos do colapso de estrelas mais pesadas e de evolução mais rápida. As mássicas e

12. luminosas estrelas criadas no começo da formação do universo estelar devem já de
muito tempo ter exaurido o seu conteúdo de hidrogênio e entrado na fase de contração.
(...). Estes fragmentos, oriundos de remotíssimas explosões estelares, podem explicar a
presença 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 contradição
encontrada 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 que
facilmente encaixa as anãs brancas como uma fase evolutiva das estrelas, dentro do
conjunto 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 seu
principal interesse se concentrava nos problemas relativos à formação da Terra e demais
planetas. É curioso que ainda hoje, apesar de sabermos tanto sobre a origem de
diferentes tipos de estrelas e de andarmos a discutir a sério questões relativas à origem
de todo o universo, ainda não tenhamos solvido de maneira perfeita o problema da
formação da Terra.
Há mais de um século o filósofo alemão Immanuel Kant formulou a primeira hipótese
científica aceitável sobre a origem do nosso sistema planetário, mais tarde desenvolvida
pelo igualmente famoso matemático francês Pierre Simon de Laplace. Segundo esta
hipótese, os diversos planetas se formaram de anéis gasosos destacados da massa do Sol
pela força centrífuga, durante os primeiros estádios da sua contração (...). Esta atraente
hipótese não resistiu à crítica moderna.
Antes de mais nada, a análise matemática mostrou que nenhum anel gasoso formado em
redor dum sol rotante e em contração poderia condensar-se em planetas, mas sim em
grande número de corpos pequenos análogos aos que formam os anéis de Saturno. A
segunda e ainda mais séria dificuldade apresentada pela hipótese Kant-Laplace consiste
em que 98% da força viva de rotação do sistema solar estão distribuídos entre os
maiores planetas e só 2% pertencem à rotação do próprio Sol. Impossível compreender
como tão alta porcentagem de força viva pode concentrar-se nos anéis emitidos,
praticamente nada deixando ao corpo emissor. Teremos, portanto, de admitir a hipótese
de Chamberlin e Moulton de que o impulso rotacional foi dado ao nosso sistema de
planetas por uma fonte exterior, e considerar a formação dos planetas como devida ao
encontro do Sol com algum corpo estelar de tamanho equivalente.
Em era remotíssima, quando figurava sozinho no espaço hoje ocupado pelo nosso
sistema, o Sol cruzou-se com um astro similar. Para a formação dos planetas nenhum
contacto físico era necessário, desde que a força de gravidade, mesmo em distâncias
comparativamente grandes, pode ter determinado no corpo de dois astros enormes
saliências, na realidade gigantescas marés, passaram de certos limites de altura, devem
ter-se rompido e destacado em várias "gotas" ao longo da linha que separava os centros
dos dois corpos estelares.· O movimento dêsses corpos um em relação eu outro deve ter
dado aos rudimentares planetas gasosos um vigoroso impulso de rotação, e quando as
duas estrêlas se afastaram viram-se ambas enriquecidas de um sistema de planetas a lhes
girar rapidamente em tôrno. As marés montantes da superfície dos dois corpos estelares
também 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 das
órbitas planetárias.
É interessante pensar que, não sabemos onde, no espaço infinito, move-se a estrêla
responsável pelo nascimento do nosso sistema planetário, levando em redor de si vários
planetas irmãos dos nossos. Mas desde que o encontro das duas estrêlas foi há coisa de

13. alguns bilhões de anos, a espôsa do nosso Sol deve estar muitíssimo longe e pode ser
qualquer das estrêlas observáveis no céu.
Esta teoria da formação do nosso sistema planetário também esbarra em algumas
dificuldades, como, por exemplo, a fraca probabilidade dêsses encontros. Em virtude
das enormíssimas distâncias que separam os corpos celestes e também em vista de seus
raios comparativamente mínimos, a probabilidade de um encontro entre duas estrêlas é
de 1 para bilhões. A hipótese nos leva à conclusão forçada de que sistemas planetários
são 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 únicos
astros do universo que se dão ao luxo de possuir uma família planetária!
Ainda não dispomos de telescópio bastante poderoso para averiguar da existência de
outros sistemas planetários, mesmo no caso das estrêlas mais próximas. Mas seria
extremamente curioso que o sistema planetário do nosso Sol representasse um tão raro
fenômeno, 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 de
satélites menores.
Para escaparmos a essas dificuldades temos de admitir que a formação dos planetas
ocorreu nos primeiros estádios do desenvolvimento do universo, logo depois da
formação das próprias estrêlas. Nos capítulos seguintes veremos que o nosso universo
está em estado de progressiva expansão, e disto se segue que no remoto passado as
distâncias entre as estrêlas eram muito menores que hoje. . Durante essa época, quase-
choques entre estrêlas próximas deviam ser coisa muito mais comum, e cada estrêla
teria belos ensejos de adquirir um sistema planetário. Muitos dêsses encontros estelares
podem também ter levado à ligação de estrêlas em casais (com auxilio duma terceira) e
dai os sistemas binários que observamos hoje.” (pág. 206ss).
“Se nos lembrarmos de que o Sol é apenas uma das inumeráveis estrêlas do nosso
sistema galáctico, temos de concluir que a idade da Galáxia não pode ser menor do que
a do Sol, e vai, pelo menos, a 2 bilhões de anos.
O estudo do movimento estelar também nos permite estabelecer limites para a possível
idade 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 definida
distribuição de velocidade, análoga à distribuição Maxwell no caso das moléculas
gasosas (...). Cálculos estatísticos aplicados às estrêlas da nossa galáxia indicam que, no
caso, a distribuição de velocidades de Maxwell pode ser alcançada dentro do período de
cêrca de 10 bilhões de anos. E desde que, de acôrdo com a evidência astronômica, tal
distribuição ainda não foi atingida por larga margem, temos de concluir que a atual
idade 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 mais
notório investigador do assunto, Dr. E. Hubble, a uma conclusão extremamente
interessante e inesperada. Medindo as velocidades radiais desses remotos sistemas
estelares, Hubble notou que quase todas mostravam uma definida tendência para
afastar-se, não aproximar-se de nós.
Isto era menos aplicável às nebulosas extra-galácticas mais próximas da Terra, as quais
mostram uma distribuição de velocidades um tanto arbitrária, com umas se afastando de
nós e outras se aproximando; a Grande Andrômeda, por exemplo, aproxima-se com a
velocidade de 30 quilômetros por segundo. Mas mesmo nestes casos as velocidades de
aproximação mostram-se sempre um tanto menores que as de afastamento, o que
denuncia a tendência geral dos universos-ilhas de se afastarem de nossa Galáxia.

14. E, ainda, à proporção que observamos as mais remotas ilhas estelares, vemos que a
velocidade de afastamento torna-se cada vez maior, sobrepujando qualquer efeito
contrário deste ou daquele sistema estelar.
Sem uma só exceção, todas as remotíssimas ilhas estelares estão se afastando da Terra, e
tanto mais quanto mais recuadas. As medidas de Hubble demonstram que essas
velocidades de recessão crescem diretamente proporcionais à distância, variando de
algumas centenas de milhas por segundo, nas nebulosas mais próximas, até 60.000
milhas por segundo (um terço da velocidade da luz!), nas mais distantes porém mais
visíveis.” (pág. 227s).
“Não será exagero concluir que êste nosso pobre planetinha, com o seu punhado de
inquisitivos astrônomos, esteja a tal ponto atemorizando esses gigantes estelares que
todos fogem em todas as direções possíveis? Não representará isso um retorno à velha
concepção ptolemaica, da Terra como centro do Universo?
De modo nenhum, porque as nebulosas extra-galácticas não estão propriamente fugindo
da nossa Galáxia; na realidade estão se afastando umas das outras. Se semearmos d
pontos eqüidistantes a superfície de um balão elástico e depois o inflarmos, as distâncias
entre os pontos vai crescendo de modo regular, mas um inseto nele pousado terá a
impressão de que todos os pontos estão “fugindo” dele. E a velocidade de recessão dos
diferentes pontos será diretamente proporcional à distância em que se acham do inseto.
O desenho mostra que o fenômeno observado por Hubble pode ser interpretado como
devido 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 não
as suas dimensões geométricas, aumentam nesse processo de expansão. Dentro de dois
bilhões de anos essas ilhas estelares terão o mesmo tamanho de agora, embora estejam
duas vezes mais afastadas uma das outra. Por outro lado, de acordo com estas
estimativas, há dois bilhões de anos atrás as distâncias entre as ilhas estelares deviam
ser tão pequenas que as nebulosas formavam uma coleção de estrelas praticamente
indiferenciada, em uniforme distribuição pelo universo.
Vemos, pois, que o processo de formação das galáxias tem algo de semelhante com a
formação das estrelas individuais, com a diferença que, enquanto estas se formaram de
gases comuns compostos de moléculas, a formação das galáxias corresponde à
coagulação” de um “gás estelar”, cujas moléculas são representadas pelas estrelas
individuais.
Antes que as galáxias separadas fossem destacadas uma da outra pela progressiva
expansão do universo, fortíssimas interações gravitacionais devem ter-se efetuado entre
esses gigantescos agrupamentos estelares. Dum modo muito semelhante ao que levou à
formação dos sistemas planetários dos sóis, tais interações devem ter fornecido às ilhas
estelares recém-nascidas uma certa força viva de rotação, e talvez também arrancaram
de seus corpos aquelas longas fitas de “gás estelar” que observamos nas nebulosas e
denominamos braços de espiral.” (pág. 229ss).
“Atrás sugerimos que as galáxias foram formadas de multidões de estrelas
primitivamente 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 foi
justamente o contrário? Segundo esse sábio, o gás primordial que enchia o universo
rompeu a sua continuidade e formou gigantescas nebulosas gasosas; o processo da
formação das estrelas teve início depois que essas nebulosas se destacaram
completamente da primitiva continuidade. Que dizer desta hipótese?

15. A questão da idade das nebulosas e das estrelas não deixa de mostrar analogia com o
famoso problema do que veio primeiro, a galinha ou o ovo; é infelizmente, mais
complicada e só pode ser discutida depois de grande esmiuçamento de detalhes.
Contentar-nos-emos aqui com dizer que, de acordo com as recentes investigações do
autor e seu colega Edward Teller, a evidência observacional indica que as estrelas já
existiam quando as galáxias começaram a formar-se.
Esta conclusão tem definidas vantagens sobre o ponto de vista de Jeans, e permite-nos
não só dar uma satisfatória explicação sobre o processo formativo das galáxias, como
também calcular-lhes as dimensões e as distâncias que as separam, tudo em bom acordo
com as observações. O leitor desejoso de aprender algo mais sobre esta importante
controvérsia cosmogônica deve recorrer à literatura especial do assunto.” (pág. 232).
“Se agora olhamos para trás e atentamos no reverso da progressiva expansão, seremos
forçados a concluir que há muito, muito tempo, muito antes das galáxias e mesmo antes
das estrelas se terem formado, tanto a densidade como a temperatura do gás primordial
que ocupava o universo deviam ser extremamente altas. Com a progressiva expansão é
que caíram a nível suficiente para permitir a degradação do gás primordial e a formação
de corpos estelares separados. Em teoria, as densidades e as temperaturas
correspondentes às mais recuadas fases evolutivas do universo em expansão eram muito
mais altas do que podemos imaginar, e...
“Basta!” dirá o leitor. “Afinal de contas, este livro pretende basear-se em certas
realidades físicas – e esta conversa sobre um tal gás superdenso e superquente está me
soando a especulação metafísica.”
Mas há uma boa realidade física para, se não provar, pelo menos apoiar estas
especulações metafísicas sobre os primeiros estágios de desenvolvimento do universo. É
a 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 esses
começos e o estado atual. Os períodos de vida desses elementos radioativos (4,5 bilhões
de anos para o urânio e 16 bilhões para o tório), juntamente com a relativa abundância
hoje, 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 sua
saída do gás primordial superdenso, como nos sugere a observação do índice atual de
expansão.
Ademais, os recentes estudos do jovem físico alemão Carl Von Weizsäcker
definitivamente provaram que a formação de elementos pesados como o urânio e o tório
só podem ter ocorrido sob condições físicas de densidade e temperatura enormemente
altas – densidades bilhões de vezes maiores que a da água e temperaturas de bilhões de
graus centígrados. Como tais condições extremas não são encontráveis nem nas regiões
centrais das estrelas mais quentes, somos forçados a procurá-las nas fases superdensas e
superquentes do universo.
Estes fatos ajudam-nos a traçar uma pintura segundo a qual a formação dos elementos
radioativos deve ter-se dado durante os estádios “pré-históricos” do universo. Assim, os
ponteiros luminosos do nosso relógio de pulso são alimentados pela energia inoculada
nos núcleos atômicos em época anterior À formação das estrelas e do universo como os
temos hoje.” (pág. 233s).
“Que tamanho tinha o universo quando, em vez de ser tão diluído como hoje, sua
densidade excedia à da água por um fator de muitos bilhões? Seria tão pequeno que
coubesse 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. remota nebulosa visível, seu diâmetro no tempo em que os elementos radioativos se
formaram deve ter sido apenas 10 vezes maior que a órbita de Netuno! Mas se o
universo é infinito, seu diâmetro também será infinito, por maior que fosse a
compressão.
Os problemas das propriedades finitas e infinitas do espaço, e as questões intimamente
correlatas sobre a curvatura espacial, pertencem ao domínio da teoria geral da
relatividade e, estritamente falando, escapam ao plano desta obra. Temos, pois, de nos
satisfazer com a observação de que, segundo os mais recentes estudos, o espaço parece
ser 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 quadro
que traçamos na evolução do universo à luz da ciência moderna.
A história começa com o espaço uniformemente cheio de um gás incrivelmente denso e
quente, no qual o processo da transformação nuclear dos vários elementos se realizava
com facilidade com que um ovo é cozido na água quente. Na cozinha “pré-histórica” do
universo, as proporções dos vários elementos químicos – a grande abundância de ferro e
oxigênio e a raridade do ouro e da prata – estavam estabelecidas. Nessa recuada época
também se formaram os elementos radioativos de longa vida, os quais ainda hoje não
estão completamente degradados.
Sob a ação das tremendas pressões desse gás ultradenso e ultraquente, o universo
começou a expandir-se, e a densidade e a temperatura da matéria entraram a declinar
lentamente. Em certo estádio da expansão o gás contínuo rompeu-se em nuvens
irregulares de diferentes tamanhos, as quais foram logo tomando a forma esférica das
estrelas individuais. As estrelas eram ainda muito grandes, muito maiores do que hoje, e
não muito quentes. Mas o progressivo processo da contração gravitacional diminui-lhes
o diâmetro e elevou-lhes a temperatura. As freqüentes colisões dessas estrelas primitivas
determinou o surto de numerosos sistemas planetários – num dos quais nos
encontramos.
Enquanto as estrelas se tornavam mais e mais quentes, e seus planetas menores e
incapazes de desenvolver as altas temperaturas centrais necessárias as reações
termonucleares – se cobriam de crostas sólidas, o “gás estelar” que enchia
uniformemente o espaço continuou a expandir-se, e as distâncias entre as estrelas
começaram a aproximar-se dos valores atuais.
Em outro estádio da expansão, corresponde à concentração média encontrada dentro das
galáxias individuais, o “gás estelar” rompeu-se em gigantescas nuvens de estrelas.
Enquanto estas ilhas estelares ainda estavam próximas umas das outras, a mútua
interação gravitacional levou, em muitos casos, à formação de estranhos braços de
espirais e supriu-os de uma certa quantidade de força viva rotacional.
Por esse tempo a maior parte das estrelas formadoras dessas ilhas estelares em recuo
tinham se tornado bastante quentes nas regiões centrais, de modo a permitir o começo
de várias reações termonucleares entre o hidrogênio e outros elementos leves. Primeiro
o 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 de
desenvolvimento das “gigantes vermelhas”, os corpos estelares se aproximaram da
principal e mais duradoura fase da sua evolução. Quando já nenhum elemento leve
restava, as estrelas começaram a transformar o seu hidrogênio em hélio por meio da
ação catalítica dos elementos fênix carbono e azoto. É o estágio em que o nosso Sol está
hoje.

17. Mas cedo ou tarde todas as reservas de hidrogênio estelar estarão esgotadas. A esse
ponto crítico as mais mássicas e luminosas estrelas chegam em primeiro lugar, e
começam a contrair-se, liberando a sua energia gravitacional. Em muitos casos tal
contração conduz à geral instabilidade dos corpos estelares, e eles rebentam em
fulgurantes explosões, subdividindo-se em fragmentos. Dois bilhões de anos depois de
começado o “processo criador” ainda encontramos muitos desses fragmentos estelares
vazios 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, se
tornando mais e mais quente, com ameaça de queimar tudo que há na superfície da
Terra – isto dentro de alguns bilhões de anos, antes que chegue ao máximo de sua
luminosidade e comece a contrair-se.
Enquanto velhas e pródigas estrelas morrem, numerosas estrelas novas se formam do
mesmo gás sobrado da criação original. Mas à medida que o tempo transcorre, a maior
parte das estrelas pertencentes às inumeráveis ilhas estelares tornam-se mais e mais
velhas.
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 e
povoado de estrelas mortas ou moribundas.” (pág. 237ss).