O desenvolvimento que a astrofísica experimentou durante o último século foi espetacular. O ser humano sempre sentiu um enorme fascínio pelos objetos que podia observar no céu, tanto que sabemos com certeza que Sócrates e Platão refletiram sobre eles e sobre a sua natureza. quase dois milênios e meio atrás com a mesma curiosidade e preocupação que desde então alimentaram os muitos cientistas que nos colocaram onde estamos agora.
Ainda temos muito que fazer para desvendar os mistérios do cosmos, disso não há dúvida, mas uma das áreas em que a astrofísica mais avançou nas últimas décadas é a evolução estelar. Isso não significa de forma alguma que saibamos em detalhes como é a vida de todas as estrelas, mas as ferramentas que a física e a matemática colocaram em nossas mãos nos permitem conhecer muito bem as etapas pelas quais passa a vida de uma estrela. E o nosso, aquele que banha o nosso precioso planeta com a sua energia, não é exceção.
Tudo começa com uma nuvem de gás e poeira
A gravidade é uma força inesgotável. Ela é o verdadeiro motor do universo e responsável pelo nascimento das estrelas. Sua origem ocorre a partir de nuvens de gás e poeira espalhadas por todo o cosmos, de forma que quando sua densidade é alta o suficiente, a gravidade aciona um mecanismo conhecido como contração gravitacionalque aos poucos condensa a matéria da nuvem para dar origem a uma protoestrela ou bebê estelar.
A vida de todas as estrelas está profundamente condicionada pela sua composição inicial e, sobretudo, pela sua massa.
A vida de todas as estrelas está profundamente condicionada pela sua composição inicial e, acima de tudo, por causa de sua massa. Eles são aproximadamente 70% de hidrogênio, 24-26% de hélio e 4-6% de elementos químicos mais pesados que o hélio. As estrelas mais massivas, aquelas que conseguem condensar mais matéria graças à contração gravitacional, consomem o seu combustível muito mais rapidamente do que as estrelas menos massivas. Eles são os candidatos perfeitos para terminar seus dias na forma de uma estrela de nêutrons ou de um buraco negro.
Para que a ignição do hidrogênio comece no núcleo da protoestrela graças às reações de fusão nuclear, sua região mais interna deve atingir uma temperatura de dez milhões de graus Celsius. Mais uma vez, a responsável por essas condições é a gravidade, que compacta implacavelmente a matéria e faz com que ela aqueça gradativamente até que, finalmente, a fornalha nuclear seja ligada. Este é o momento em que ocorre o nascimento da estrela, iniciando uma fase de sua vida conhecida como sequência principal.
Durante esta fase a estrela obtém a sua energia a partir da fusão de núcleos de hidrogénio, e inicia a produção de hélio, que será seguida por outros elementos químicos em fases posteriores. A composição da estrela começa a variar no mesmo momento em que a fornalha nuclear é ligada, mas o mais surpreendente é o mecanismo que permite à estrela fique estável a partir deste momento.
A gravidade continua a comprimir e aquecer a matéria da estrela, mas a combustão dos seus elementos químicos gera radiação e pressão de gás capazes de mantê-la afastada. A gravidade puxa a matéria da estrela para dentro, em direção ao seu núcleo, e a pressão da radiação e dos gases faz o mesmo, mas na direção oposta, para fora. Estas forças opostas mantêm a estrela no lugar. equilibrio hidrostáticoembora seja constantemente reajustado à medida que seu combustível é consumido e sua composição é alterada.
Se a estrela tiver massa suficiente, continuará a consumir as suas reservas de hélio e a produzir carbono e outros elementos químicos, que também serão gradualmente consumidos através de reações de fusão nuclear. Mas esse processo tem prazo de validade. Não é possível obter energia do ferro através de processos de fusão nuclear, portanto quando o núcleo da estrela evolui através nucleosíntesis estelar até que seja composto de ferro, a produção de energia é interrompida.
Nesse momento, a pressão da radiação e dos gases não é capaz de compensar a força da contração gravitacional, então a estrela entra em colapso. A gravidade e a pressão das camadas superiores comprimem repentinamente seu núcleo, de modo que todo o material acima dele cai sobre ele com enorme energia e ricocheteia, sendo lançado em direção ao meio estelar. Acabou de acontecer um Super Nova, fenômeno que fez com que boa parte da matéria que a estrela sintetizou se espalhasse pelo cosmos. Estes elementos químicos darão forma a novas nuvens de gás e poeira, das quais poderão nascer novos planetas e estrelas.
O que resta da estrela massiva após a supernova, o remanescente, é outro objeto colossal. Possivelmente aquela explosão terrivelmente energética deixará para trás uma estrela de nêutrons, mas se a massa desse objeto for alta o suficiente, é possível que ele dê origem a uma estrela de quarks. Ou até mesmo um buraco negro.
A revisão superficial que acabamos de fazer pode ser útil não apenas para intuir como é a vida de uma estrela massiva; Também pode nos ajudar a entender como tem sido a vida do nosso Sol até atingir o estágio em que se encontra atualmente. E também para prever como será o seu futuro?. Porém, se você quiser saber mais sobre a evolução estelar, sugiro que dê uma olhada no artigo em que abordamos o assunto com mais profundidade. Da mesma forma, se você estiver curioso para saber mais sobre estrelas de nêutrons e quarks, pode consultar o artigo que linko aqui.
Nosso Sol consumiu apenas 40% de seu combustível
As estimativas dos cientistas argumentam que a estrela que nos banha com a sua energia tem aproximadamente 4600 milhões de anos. Eles também acreditam que se formou ao mesmo tempo que os planetas que o orbitam, portanto esta é também a idade aproximada do sistema solar em que vivemos. Para nós o Sol é muito especial porque sem a sua energia a vida no nosso planeta não seria possível, mas, na realidade, é uma estrela relativamente pequena. Existem milhões de estrelas como esta espalhadas por todo o cosmos.
Astrofísicos estimam que o Sol consumiu aproximadamente 40% de seu combustível
Está atualmente em a fase da sequência principal, então, como vimos alguns parágrafos acima, ele está consumindo hidrogênio em seu núcleo e produzindo hélio. Sua luminosidade aumenta aos poucos porque este último elemento químico se acumula em seu interior e também porque os processos de fusão nuclear se estendem gradativamente até as camadas mais externas.
Os astrofísicos estimam que o Sol consumiu aproximadamente 40% do seu combustível, portanto permanecerá na sequência principal por muitos milhões de anos. Mas esta não é a única coisa que eles sabem. Os modelos de evolução estelar mais avançados reflectem que atingirá a sua temperatura efectiva máxima dentro da fase da sequência principal em aproximadamente 3 mil milhões de anos.
E dentro de 5 mil milhões de anos, segundo algumas estimativas, ou 6,4 mil milhões de anos, segundo outros estudos, o seu núcleo já não conterá o hidrogénio necessário para a persistência dos processos termonucleares. Nesse momento ele se apagará e se transformará em um núcleo inerte em que o hélio predominará. A fusão nuclear continuará a ocorrer em torno do núcleo, o volume da estrela aumentará significativamente e a sua luminosidade duplicará o seu nível atual.
Felizmente, ainda falta muito tempo para que os processos termonucleares no núcleo do Sol parem, mas esse não será o momento que poderá pôr fim à vida no nosso planeta. E os astrofísicos acreditam que bastará que a luminosidade aumente até ser 1,1 vezes a corrente para desencadear um efeito estufa na Terra que é incompatível com a vida.
A luminosidade da nossa estrela continuará a aumentar e, quando atingir 1,4 vezes o nível atual, os oceanos irão evaporar, embora não estejamos aqui para ver isso. Em qualquer caso, podemos ficar tranquilos porque os modelos mais avançados estimam que a biosfera não será ameaçada pelo Sol durante aproximadamente 3500 milhões de anos. Estes mesmos modelos prevêem que a nossa estrela terá uma vida de cerca de 7 mil milhões de anos pela frente, embora nem sempre tenha a aparência e o tamanho que tem agora.
Como mencionei algumas linhas acima, à medida que os processos termonucleares param no núcleo solar, o volume da estrela aumentará significativamente até se tornar um gigante vermelho. Nesta fase a estrela perderá muita massa e, embora os astrofísicos não tenham muita certeza de como será sua vida daqui em diante, acreditam que seu tamanho aumentará o suficiente para acabar devorando o planeta Mercúrio.
Neste momento o Sol emitirá aproximadamente 2300 vezes a radiação atual. Ele continuará a consumir hidrogênio nas camadas que circundam o núcleo inerte de hélio e, mais tarde, começará a fusão dos núcleos de hélio em seu coração. Sua luminosidade naquele momento será 40 vezes maior que seu nível atual e continuará a se expandir até atingir um tamanho 150 vezes maior que seu tamanho atual.
A biosfera não será ameaçada pelo Sol durante aproximadamente 3,5 mil milhões de anos
Os modelos com os quais os astrofísicos trabalham não nos permitem saber com precisão se a expansão da estrela fará com que ela engole também Vénus e a Terra porque a sua perda de massa será muito significativa. De qualquer forma, naquela época radiação solar Terá destruído completamente a atmosfera da Terra.
Sua luminosidade pontual continuará aumentando até que seja 5000 vezes o atuale no final de seus dias o colapso gravitacional expulsará suas camadas mais externas para o meio estelar, deixando como remanescente uma anã branca com tamanho muito semelhante ao da Terra e massa que será aproximadamente metade da do Sol. atualmente tem. .
Tudo o que acabamos de ver convida-nos a aceitar que as estrelas são objetos vivos e, como tal, nascem, crescem, morrem e reproduzem-se. Nesta ordem. Com muito esforço, e também com um pouco de sorte, o ser humano poderá se estabelecer além do nosso planeta, e quando as condições na Terra são incompatíveis com a vida é possível que tenhamos expandido para outras regiões do cosmos. Ou talvez não. De qualquer forma, se respeitarmos o prazo de validade imposto pela nossa estrela, temos 3,5 mil milhões de anos para encontrar uma solução.
Imagens: Centro de Voo Espacial Goddard da NASA
Reescreva o texto para BR e mantenha a HTML tags