Estrelas são objetos celestes feitos essencialmente de hidrogênio, com quantidades abundantes de hélio e uma pequena porcentagem de outros elementos químicos, que possuem massa grande o suficiente para que seus núcleos atinjam temperaturas superiores a 4 milhões de graus Celsius. Este é um valor suficientemente elevado para iniciar a fusão nuclear de átomos mais leves em elementos mais pesados.
Os planetas, por outro lado – como os encontrados no nosso Sistema Solar – podem ser rochosos ou gasosos, mas não têm massa suficiente para atingir temperaturas suficientes no seu núcleo para iniciar reações de fusão nuclear.
Representação artística de um sistema estelar jovem.Fonte: NASA
Se a massa é um fator predominante no início das reações nucleares, seria possível remover a massa de uma estrela para interromper esse processo e resfriá-la para que se tornasse um planeta?
À primeira vista, isto pode parecer bastante improvável, já que não existem muitas coisas capazes de subtrair tanta massa de algo tão compacto como uma estrela. Porém, não só o Universo tem como fazer isso, como já observamos alguns casos em que esse fenômeno aconteceu. Veja como.
Quando as estrelas se formam, elas não resultam simplesmente em sistemas solares como o nosso, onde uma estrela central é orbitada por corpos menores como planetas, luas, asteróides e outros. Na verdade, alguns sistemas solares formam-se com propriedades semelhantes às nossas, mas estes representam apenas cerca de 50% de todas as estrelas que se formam no Universo. Os 50% restantes estão ligados a sistemas multiestelares: binários, trinários e sistemas múltiplos com um número ainda maior de estrelas.
Sistema estelar binário.Fonte: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), FO Alves et al.
Em geral, em termos de evolução estelar, os sistemas com estrelas únicas são previsíveis e comportam-se de acordo com modelos teóricos: a estrela central queimará o combustível hidrogénio no seu núcleo assim que a fusão nuclear começar, e continuará a fazê-lo. até que o hidrogênio acabe. Neste ponto, a taxa de fusão cai e a pressão da radiação externa não é mais suficiente para manter o núcleo da estrela contra a força da gravidade.
O que acontece a seguir é uma série de eventos importantes. No interior, o núcleo começa a contrair-se à medida que a força gravitacional interna começa a superar a pressão da radiação externa. Assim como uma bola em queda converte energia potencial gravitacional em energia cinética, a contração do núcleo da estrela converte energia potencial gravitacional em energia cinética, e as colisões entre partículas no núcleo convertem rapidamente esta energia cinética em calor.
Representação de estrelas na fase de gigante vermelha.Fonte: NASA
À medida que o núcleo se contrai, porém, ele também esquenta. Este calor se propaga para fora da estrela e faz com que as regiões internas (onde ocorre a fusão) se expandam. À medida que o núcleo, agora composto predominantemente por hélio, se contrai e aquece, uma fina camada de hidrogénio em forma de concha à sua volta começa a fundir-se em hélio, injetando ainda mais calor na estrela.
As camadas mais externas, entretanto, começam a inchar e a se expandir. Com o tempo, a estrela se transformará em uma subgigante, enquanto o núcleo interno ficará cada vez mais quente. Eventualmente, o núcleo interno atinge uma temperatura suficientemente alta para que o hélio possa começar a se fundir em carbono, enquanto as camadas externas tornam-se tão difusas que a estrela evolui para uma gigante vermelha.
MyCn18: A Nebulosa da Ampulheta, um exemplo do fim da vida de uma estrela.Fonte: R. Sahai e J. Trauger (JPL), WFPC2, HST, NASA
Este é o destino de todas as estrelas individuais que nascem com pelo menos 40% da massa do nosso Sol. O que acontecerá a partir de então dependerá da quantidade dessa massa: para estrelas cuja massa inicial é inferior a cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol, o Sol, elas acabarão ejetando suas camadas externas à medida que seu núcleo se contrai e se transforma em uma anã branca . Para estrelas cuja massa inicial esteja acima deste limite de massa, elas sofrerão uma série de reações de fusão adicionais, resultando eventualmente em uma supernova cataclísmica. O resultado final de ambas as etapas será um remanescente estelar menos massivo, mas mais denso e muito mais concentrado do que a estrela antecessora que veio antes.
Representação artística da transferência de massa de uma estrela para um remanescente estelar em um sistema duplo.Fonte: NASA
Se este remanescente estiver num sistema duplo, poderá “canibalizar” a sua estrela vizinha, transferindo para si massa suficiente para que a estrela doadora possa perder o seu estatuto de estrela. No Universo, a transição de uma estrela, onde a fusão nuclear era a sua característica definidora, para um objeto sem massa suficiente para iniciar e manter a fusão é uma ocorrência notável.
Entre os mais de 5 mil exoplanetas descobertos, há 3 ex-estrelas na lista: ASASSN-16kr, ASASSN-17jf e SSSJ0522-3505. Estes são objetos cujas camadas externas foram suficientemente arrancadas e roubadas por um remanescente estelar próximo. Todas as três são muito mais massivas que Júpiter e representam o primeiro grupo conhecido de estrelas que perderam massa suficiente para serem rebaixadas ao status planetário.
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