“Vocês vivem pensando na morte, por comer ovos ou carne ou pelo aquecimento global ou asteroides. Mas nunca param para imaginar o impossível. Que talvez sobrevivam. Este é o ano 5.5/maçã/26. Cinco bilhões de anos no futuro. E hoje é o dia… É o dia da expansão do sol. Bem-vinda ao fim do mundo!”
Doctor Quem?
Se você não souber do que estou falando, vale a pena dar uma lida no texto “Doctor Who e a Terra Oca”, em que explico um pouco sobre a série. Mas para o entendimento do texto a seguir não precisa conhecer a série.
Fim do mundo?
No segundo episódio da primeira temporada da série moderna, o Nono Doctor leva sua companion da vez, Rose, na sua primeira viagem no tempo. Eles vão para uma época não muito alegre… o fim do mundo! Você pode estar pensando que seja não muito no futuro, quando o ser humano entrar em extinção… mas quando essa extinção acontecer, o mundo irá continuar na sua órbita tranquilamente, mesmo que não exista mais nenhuma vida na Terra.
Mas isso também não vai durar para sempre… Doctor e Rose vão literalmente para o fim do mundo. Quando a Terra vai ser engolida pelo Sol!
Bem-vinda ao fim do mundo.
E essa é a forma real que o mundo irá acabar!
Doido, né? Agora vamos ver como isso vai acontecer!
Ciclo de vida das estrelas
Em meu último texto, mostrei que a luz do Sol vem da reação que ocorre entre 4 núcleos de hidrogênio (H) que se fundem para formar um átomo de hélio (He). Dessa reação em cadeia, sobra 0,7% da massa inicial que é expelida como energia e é emitida para as camadas mais externas do Sol, fazendo a superfície esquentar e causando o brilho da estrela.
A atração gravitacional tende a comprimir a estrela, enquanto a pressão de radiação das reações de fusão tende a expandir a estrela. As forças causadas pela atração gravitacional e pela energia de fusão são balanceadas, mantendo a estrela estável, ou seja, com o mesmo brilho e tamanho o tempo todo. A etapa da vida em que isso acontece com a estrela é chamada de Sequência Principal.
Diagrama HR (Hestzprung-Russel) para as estrelas nas proximidades do Sol. Estima-se que 80% dessas estrelas estão na Sequência Principal. A massa da estrela determina sua localização na Sequência Principal: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. [Fonte]
Como a reação em cadeia entre os núcleos de hidrogênio está acontecendo o tempo todo, em certo momento esse combustível vai acabando e, com isso, a estrela vai saindo da Sequência Principal.
O que acontece depois disso depende do tipo de estrela, ou melhor, da massa dessa estrela.
Quando a estrela tem menos que 8% da massa do nosso Sol, essa massa não é grande o suficiente para que a contração, devido à gravidade, faça com que se atinja temperaturas altas o bastante para gerar as reações nucleares em cadeia. Desta forma, essas estrelas são sempre “apagadas”, mal emitem alguma luz… são chamadas de estrelas falhadas ou anãs marrons.
Quando estrelas que tenham até oito vezes a massa do nosso Sol vão ficando sem hidrogênio em seu núcleo, saindo da Sequência Principal, não há pressão de radiação suficiente para balancear a tendência da gravidade de compactar toda a matéria, por isso, a estrela começa a colapsar com a contração do núcleo composto de hélio. Nesse momento, a temperatura e pressão dentro da estrela é grande o suficiente para que a camada de hidrogênio ao redor do núcleo comece a se fundir. A temperatura continua aumentando, devido à contração do núcleo de hélio, até que a energia na camada em que os átomos de hidrogênio estão se fundindo seja tão grande que faz com que a estrela expanda muito o seu tamanho, além de aumentar sua luminosidade. O resultado é uma estrela chamada gigante vermelha.
Em algum momento, o núcleo alcança uma temperatura tão alta que os átomos de hélio começam a se fundir em carbono (C), enquanto a camada de hidrogênio ao redor do núcleo continua sua fusão em hélio.
Gigante vermelha.
Quando todo o hélio do núcleo foi convertido em carbono, o núcleo começa a se contrair novamente e sua temperatura aumenta. Isso faz com que uma casca de átomos de hélio ao redor do núcleo comece a se fundir em carbono. E ao redor desta, uma casca de átomos de hidrogênio que está se fundindo em hélio.
A fusão dos átomos nessas duas cascas ocorre de forma diferente, por isso a estrela fica numa situação termicamente instável. A estrela começa a pulsar, expandindo e ejetando parte de sua atmosfera de forma periódica, fazendo com que, em algum momento, a estrela tenha expelido todas as camadas externas. A nuvem de poeira e gás expelida é chamada de nebulosa planetária. A nebulosa se expande até se dissipar e, com isso, matéria na forma de núcleos atômicos (incluindo carbono) vai sendo carregada no meio interestelar.
Nebulosa do Olho de Gato. [Fonte]
O núcleo continua se contraindo, mas não alcança temperatura alta o suficiente para que a fusão entre os átomos de carbono se inicie. A contração é interrompida pela pressão dos elétrons e a estrela se mantém estável e é chamada de anã branca.
Essa estrela é muito quente, por isso há emissão de luz visível, mas como a energia não é suficiente para que haja queima do carbono, ao longo dos próximos bilhões de anos a estrela vai se resfriando até que se torne uma anã negra (hoje uma estrela ainda teórica e que, provavelmente, será impossível de ver).
E o Sol?
Nosso Sol irá se tornar uma gigante vermelha em cerca de 5 bilhões de anos. Essa expansão será suficiente para a estrela engolir a Terra e acabar com nosso mundo (mas o Doctor e a Rose estarão lá olhando de longe, ouvindo Toxic!). E em mais ou menos 10 bilhões de anos a partir disso, o Sol se tornará uma anã branca.
E estrelas maiores?
Estrelas que tenham massa maior que oito vezes a massa do nosso Sol vivem e morrem de forma um pouco diferente… mas isso vai ficar para o próximo texto.
Até lá!
Referências
SHAW, A. M. Astrochemistry: from Astronomy to Astrobiology. John Wiley & Sons, Ltd, 2006.
Main sequence stars: definition & life cycle
What Makes Brown Dwarfs Unique?
Black dwarf stars: The (theoretical) end of stellar evolution
Capa: IMDB
