Como essa estrela se formou e qual será o destino dela daqui alguns bilhões de anos

Betelgeuse, uma das estrelas visíveis a olho nu mais brilhantes do céu, tem mostrado sinais de escurecimento. Seu brilho vem diminuindo e, por isso, muitos começam a suspeitar que essa supergigante vermelha estaria prestes a se tornar uma supernova - o que, na verdade, não vai acontecer tão cedo. O assunto chegou a circular nas redes sociais recentemente, e talvez alguns tenham se questionado: e se o Sol virasse uma supernova? O que aconteceria conosco?

Supernovas são os eventos explosivos mais brutos do universo. Uma explosão estelar do tipo libera, em apenas alguns segundos, a mesma quantidade de energia que o nosso Sol emitirá durante toda a sua vida útil de 10 a 12 bilhões de anos. Durante alguns dias, o brilho da estrela no processo de supernova pode aumentar 1 bilhão de vezes.

E, bem, caso uma estrela tão próxima de nós quanto o Sol virasse uma supernova, nós morreríamos em pouco tempo. Mas, ao contrário do que se imagina, o trágico fim da nossa civilização não aconteceria em uma onda de explosão, e tampouco seríamos engolidos pela radiação - nosso destino seria selado antes disso, por causa de uma partícula subatômica chamada “neutrino”.

Estágios de uma supernova

Mas, antes, é preciso explicar o que é uma supernova e quais os seus estágios. Existem diferentes tipos de supernova, mas aquelas causadas pelo colapso do núcleo estelar só podem ocorrer quando uma estrela muitas vezes mais massiva que o nosso Sol fica sem combustível para queimar em seu núcleo.

Durante sua vida, as estrelas estão constantemente fazendo reações de fusão nuclear do hidrogênio para convertê-lo em hélio. Isso é parte da nucleossíntese estelar - o conjunto de reações nucleares onde estrelas fabricam elementos mais pesados. Durante essa parte da vida de uma estrela, a única coisa que impede o colapso do de seu interior devido à enorme força gravitacional é a pressão da radiação causada por essas reações. Quando a estrela queima todo o hidrogênio em seu núcleo, a pressão da radiação cai e a gravidade começa a predominar, causando a contração do núcleo. À medida que se contrai e sua temperatura passa de um limite crítico, a estrela começa a fundir o próximo elemento mais leve disponível, que é o hélio, para produzir carbono.

Nosso Sol também está destinado a passar por este processo de "morte", daqui a alguns bilhões de anos, no qual ele se expandirá tanto que Mercúrio, Vênus e até mesmo a Terra serão "devorados". Essa fusão de hélio durará centenas de milhões de anos antes que o Sol fique sem hélio e o núcleo se contraia e esquente novamente. Esse será o fim da linha para o Sistema Solar, pois o Sol não tem massa suficiente para chegar ao próximo estágio, de uma supernova, e começar a fusão de carbono.

Em vez de explodir como uma supernova, o Sol virará uma "bola de cristal" daqui a mais de 10 bilhões de anos. Quando a fusão do hélio acabar, nossa estrela será envolta por uma nebulosa, resfriando-se gradualmente, até se transformar em uma anã branca, estado no qual permanecerá por mais ou menos 5 bilhões de anos. Nesse meio-tempo, o que restar do Sol será reduzido a orbes cada vez menores de gás e, à medida em que esses orbes forem encolhendo, os íons de carbono em seu interior serão "espremidos" até se cogelarem, formando, então, uma estrutura cristalina final.

Imagem de uma supernova. Vemos os anéis externos causados por ejeções anteriores, muito antes da explosão final (Imagem: ESO/L. CALÇADA)

Em uma estrela muito mais massiva do que o Sol, contudo, após algumas centenas de milhares de anos trabalhando na fusão de hélio, a contração do núcleo permitirá a fusão do carbono, e as coisas mudarão muito rapidamente depois disso. O resultado pode ser a produção de elementos como oxigênio, neônio e magnésio, mas leva centenas de anos para isso ser concluído. Quando o carbono se torna escasso no núcleo, ele se contrai e aquece novamente, levando à fusão de neônio, o que dura cerca de um ano. Em seguida, vem a fusão de oxigênio durante alguns meses e depois a fusão de silício, que dura menos de um dia.

Na fase final da queima do silício, as temperaturas do núcleo podem chegar a 3 bilhões de Kelvin. Estamos no momento crítico, quando o núcleo fica sem silício. Mais uma vez, a pressão cai, mas desta vez não há mais o que fazer. Os elementos produzidos a partir da fusão de silício - tais como cobalto, níquel e ferro - são mais estáveis que os elementos mais pesados com os quais eles se fundem. Uma vez que nada mais é capaz de resistir ao colapso gravitacional, o núcleo implode.

Uma reação de fusão descontrolada ocorre, produzindo basicamente um núcleo atômico gigante feito de nêutrons, enquanto as camadas externas têm uma quantidade enorme de energia injetada nelas. A reação de fusão em si dura apenas cerca de 10 segundos, produzindo uma mistura de fótons, energia cinética explosiva do material, e os neutrinos.

Qualquer um desses três elementos da reação, sozinho, é capaz de varrer qualquer vida planetária ao redor da estrela, mas qual chega primeiro?

As partículas fatais

O neutrino é uma partícula subatômica sem carga elétrica que quase não interage com outras partículas. É extremamente leve, centenas de vezes mais leve que o elétron, e interage com a matéria de forma extremamente débil, apenas por meio da gravidade e da força nuclear fraca. Cerca de 65 bilhões de neutrinos atravessam cada centímetro quadrado da superfície da Terra voltada para o Sol a cada segundo. Eles simplesmente “voam” à velocidade da luz por todas as direções a partir do momento de sua criação na estrela.

Embora já seja a segunda partícula mais abundante do universo conhecido, depois do fóton, em supernova o fluxo de neutrinos aumenta em aproximadamente um fator de 10 quadrilhões, enquanto a energia por neutrino aumenta em torno de um fator de 10. Assim, qualquer criatura viva - de um organismo unicelular a um ser humano complexo - seria fervida de dentro para fora, apenas pelas interações de neutrinos liberados por uma supernova tão próxima de nós quanto o Sol.

Anéis em torno da Supernova 1987A, com a ejeção da explosão da Supernova no centro do anel inteiro
(Imagem: Dr. Christopher Burrows/ESA/STScI/NASA/Hubble Heritage team)

Enquanto isso, a luz resultante da explosão só chegaria um pouco depois. É que ela sofre um pequeno atraso na liberação de dentro da supernova, porque ela será produzida no núcleo da estrela, cercado pelas camadas externas. Assim, leva um tempo para que a luz se propague para a superfície mais externa da estrela - a fotosfera -, onde finalmente fica livre para viajar livremente na velocidade da luz pelo espaço.

Em 1987, astrônomos observaram uma supernova a 168.000 anos-luz de distância. Os neutrinos chegaram a três detectores diferentes em todo o mundo, por cerca de 10 segundos. A luz da supernova, no entanto, só começou a chegar horas depois. Se a supernova estivesse perto de nós, tudo na Terra já estaria vaporizado horas antes de as primeiras assinaturas visuais chegarem.

Ou seja, se fosse o Sol se tornando uma supernova, nós sequer saberíamos o que estaria acontecendo quando a morte chegasse. Não há nenhum tipo de proteção contra essa quantidade de neutrinos. Mesmo que houvesse um planeta ou uma estrela de nêutrons no meio do caminho, mais de 50% dos neutrinos ainda chegariam até nós, atravessando tudo pelo caminho e destruindo qualquer forma de vida que porventura existisse no Sistema Solar - mesmo em Plutão - antes de a primeira luz da supernova chegar até nós.

Fonte: Canaltech

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Quando olhamos para as estrelas, temos a impressão de que elas não mudam nunca, que estão sempre do mesmo jeito. Isso não é verdade: como vimos em um artigo anterior ("As três mortes das estrelas", Ciência Hoje das Crianças, no. 20), as estrelas "nascem" e :"morrem", só que isso demora muito tempo (milhões ou bilhões de anos). Como vivemos pouco em relação à "vida" das estrelas, não conseguimos acompanhar as mudanças.

O Sol também é uma estrela e por isso vai morrer um dia. Quando e como isso acontecerá é uma questão que os astrônomos tentam resolver. Para chegar a esta resposta, eles criaram uma teoria, com a qual podemos entender a formação de uma estrela, o que ocorre com ela ao longo do tempo, as mudanças de brilho e tamanho, e várias outras coisas.

Algumas pessoas perguntam como se pode ter certeza de que a teoria está certa, já que, em geral, não podemos perceber as mudanças nas estrelas. Felizmente, podemos observar muitas estrelas, com várias idades diferentes. É como se um extraterrestre visitasse a Terra por um dia apenas: ele não poderia ver as pessoas crescendo, já que em um dia não crescemos muito, mas poderia observar que existem bebês, crianças, adolescentes, adultos e velhos. Com um pouco de imaginação, ele poderia entender como é a vida dos seres humanos.

No começo, o Sol era uma gigantesca nuvem de gás e poeira, muitas vezes maior que o sistema solar hoje. Essa nuvem foi se contraindo e se tornando mais densa, até se transformar em uma verdadeira estrela. Isso demorou cerca de 50 milhões de anos.

A partir de então, o Sol entrou em uma fase bem tranquila, na qual ainda se encontra. Seu tamanho e sua temperatura quase não mudam. Pouco varia também a quantidade de energia que elem emite para o espaço em cada segundo, o que chamamos "luminosidade". Isso nos interessa muito, porque a vida na Terra depende da energia que vem do Sol: se ela aumentar ou diminuir muito, mudanças profundas e até catastróficas vão acontecer.

Essa fase de "tranquilidade" deve durar, no total, cerca de 11 bilhões de anos. Como ela se iniciou há cerca de 4,5 bilhões de anos, o Sol ainda tem pela frente aproximadamente 6,5 bilhões de anos de tranquilidade.

Mas, para nós da Terra, essa fase não será tão calma assim, porque a luminosidade do Sol sempre aumenta, ainda que de forma lenta, e deverá dobrar ao final dos 11 bilhões de anos. Ficando mais brilhante, o Sol vai aquecer mais a Terra.

Com mais calor, toda a água do nosso planeta vai evaporar. Não sabemos exatamente quando isso vai acontecer, mas poderá ser em pouco mais de 3 bilhões de anos, dependendo da quantidade de nuvens, porque elas absorvem parte da energia que vai para a Terra.

O que mantém o Sol nessa fase tranquila é a queima de um elemento que está em seu interior (núcleo), chamado hidrogênio. Após 11 bilhões de anos, esse hidrogênio vai acabar. Com a interrupção da produção de energia, o núcleo não conseguirá suportar o peso das camadas mais externas e sofrerá um colapso, o que aumentará muito a sua temperatura. Então, a "fornalha" funcionará outra vez, queimando o hidrogênio que existe nas camadas próximas ao núcleo. Esse processo é tão violento que empurrará as camadas externas do Sol para fora, transformando-o em uma estrela gigante.

Essa fase é mais rápida que a anterior e irá durar "apenas" pouco mais de 1 bilhão de anos. Nessa fase, o Sol alcançará uma luminosidade 2 mil vezes maior que a atual e um diâmetro quase 200 vezes maior que o presente. Com um diâmetro tão grande, a superfície total por onde escapa a energia emitida pelo Sol fica enorme, de modo que essa superfície esfria um pouco, mesmo que a luminosidade do Sol esteja aumentando. A temperatura da superfície ficará, então, próxima dos 3 mil graus, quase a metade do valor que tem hoje. Muito grande, avermelhado e frio, o Sol será, então, uma estrela gigante vermelha.

A fase de gigante vermelha não será muito sossegada: o hidrogênio das camadas próximas ao núcleo também se esgotará e o Sol passará a queimar um novo elemento, o hélio. Essa queima ocorre por meio de pulsos, ou seja, em episódios rápidos. O brilho e o tamanho do Sol vão variar muito, sempre em valores mais altos que os atuais.

Nessa fase do Sol, os planetas vão sofrer várias alterações. Por exemplo, Mercúrio, que é o planeta mais próximo do Sol (cerca de 60 milhões de quilômetros), será completamente engolido. Quanto aos planetas seguintes, Vênus e Terra, não temos certeza do que acontecerá. O destino desses dois planetas dependerá basicamente da quantidade de matéria que o Sol irá perder daqui para a frente. A perda de matéria é algo que acontece com todas as estrelas, mais ou menos como em um regime de emagrecimento. Por exemplo, atualmente podemos observar partículas muito pequenas vindas do Sol, que formam o chamado "vento solar". Outras estrelas, como as gigantes vermelhas, perdem uma quantidade muito grande de matéria.

Existem várias causas para que as estrelas percam massa. No caso do Sol, os astrônomos sabem há muito tempo que ele tem uma região muito quente, com temperaturas de milhões de graus, chamada "coroa solar". Sendo tão quente, essa coroa está se evaporando, e o resultado é o vento solar. Já as estrelas gigntes são muito luminosas e a própria luz pode empurrar parte da massa para fora da estrela.

E o que tem a ver a perda de matéria com as órbitas (caminho que os planetas fazem em torno do Sol) dos planetas? A resposta é simples: os planetas, como Vênus e Terra, têm órbitas situadas a uma distância que depende da massa do Sol. Quanto menor essa massa, maior a distância do planeta em relação ao Sol. Assim, se o Sol perder muita matéria na fase gigante, Vênus e Terra "fugirão" para órbitas mais distantes e não serã destruídos. Caso contrário, um processo semelhante ao de Mercúrio ocorrerá com esses dois planetas. Para poder esclarecer melhor essa questão, os astrônomos precisam ainda pesquisar muito sobre o processo de perda de massa e sua influência na evolução das estrelas.

No final da fase de gigante vermelha, o Sol ficará muito instável e perderá praticamente de uma vez só todas as suas camadas externas. Essas camadas vão expandir-se pelo espaço, na forma de um dos objetos mais bonitos que podemos observar: uma nebulosa planetária. A nebulosa será muito brilhante, porque será iluminada pela parte que restou do interior do Sol, que é muito quente.

Essa fase dura menos que a anterior. Em apenas 100 mil anos o Sol passa de uma estrela gigante fria a uma estrela pequena e quente, uma "anã branca". Então, esgotados seus principais combustíveis nucleares, o hidrogênio e o hélio, não haverá mais produção de energia. O Sol irá esfriar calmamente até se transformar em uma "anã negra", espécie de cinza invisível no céu.

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