As estrelas são objetos celestes constituídos essencialmente por 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 alto para iniciar a fusão nuclear de átomos mais leves em elementos mais pesados.
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Os planetas, por outro lado – a exemplo daqueles que encontramos no nosso próprio 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 para iniciar reações nucleares, seria possível retirar massa de uma estrela de modo a cessar esse processo e esfriá-la para que ela se transforme em um planeta?
Em um primeiro olhar, isto pode parecer bastante improvável, já que não existem muitas coisas capazes de subtrair tanta massa de algo tão compacto como uma estrela. Contudo, não apenas o Universo tem uma maneira de fazer isso, mas já observamos alguns casos onde este fenômeno aconteceu. Eis 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. De fato, alguns sistemas solares se formam 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 binário de estrelas.Fonte: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), F. O. Alves et al.
Em geral, em termos de evolução estelar, os sistemas com estrelas únicas são previsíveis e comportam-se de acordo com os modelos teóricos: a estrela central queimará o combustível de hidrogênio em seu núcleo assim que iniciar a fusão nuclear, e continuará a fazê-lo até que o hidrogênio se esgote. Neste ponto, a taxa de fusão cai e a pressão da radiação externa já não é 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 que cai converte a energia potencial gravitacional em energia cinética, a contração do núcleo da estrela converte a energia potencial gravitacional em energia cinética, e as colisões entre partículas no núcleo convertem rapidamente essa energia cinética em calor.
Representação de estrelas na fase de gigante vermelha.Fonte: NASA
À medida que o núcleo se contrai, contudo, ele também esquenta. Este calor se propaga para fora da estrela e faz com que as regiões internas (onde a fusão ocorre) se expandam. Enquanto o núcleo, agora composto predominantemente por hélio, se contrai e aquece, uma fina camada de hidrogênio em forma de concha ao seu redor começa a se fundir em hélio, injetando ainda mais calor na estrela.
As camadas mais externas, entretanto, começam a inchar e a expandir-se. 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 evoluiu para uma gigante vermelha.
MyCn18: A Nebulosa da Ampulheta, exemplo do final de vida de uma estrela.Fonte: R. Sahai and J. Trauger (JPL), WFPC2, HST, NASA
Esse é o destino de todas as estrelas únicas que nasceram com pelo menos 40% da massa do nosso Sol. O que acontece daí em diante dependerá da quantidade dessa massa: para estrelas cuja massa inicial é inferior a cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol, elas eventualmente ejetarão suas camadas externas enquanto seu núcleo se contrai e se transforma em uma anã branca. Para estrelas cuja massa inicial está acima desse limite de massa, elas passarão por uma série de reações de fusão adicionais, resultando eventualmente em uma supernova cataclísmica. O resultado final de ambas etapas será um remanescente estelar que é 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 esse remanescente estiver em um sistema duplo, ele poderá “canibalizar” sua estrela vizinha, transferindo para si uma quantidade de massa suficiente que a estrela doadora pode perder o posto 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.
Dentre 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. Todos os três são muito mais massivos que Júpiter e representam o primeiro grupo conhecido de estrelas que perderam massa suficiente para serem rebaixadas ao status planetário.
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