Ninguém pode deixar de olhar para todas as estrelas que adornam nossos céus e se perguntar: “o que há lá fora?” É natural sonhar com algo que está muito além do nosso alcance. Talvez num sistema solar distante do nosso exista outra espécie olhando para o nosso Sol, um mero ponto de luz da sua perspectiva, e perguntando-se que mistérios ele guarda.
Por mais que tentemos, nunca compreenderemos verdadeiramente tudo o que há para saber sobre cosmologia, mas isso não nos impede de tentar. Do conhecido ao hipotético, esta lista irá delinear dez tipos fascinantes de estrelas.
Um tipo de estrela um tanto enfadonho em comparação com o resto desta lista, não pude resistir em incluir hipergigantes apenas por seu tamanho. É difícil para nós imaginar o quão gigantescos esses monstros realmente são, mas a maior estrela conhecida atualmente, NML Cygni, tem um raio 1.650 vezes maior que o do nosso Sol – ou 7,67 UA. Para efeito de comparação, a órbita de Júpiter fica a 5,23 UA de distância do nosso Sol, e Saturno está a 9,53 UA de distância. Devido ao seu enorme tamanho, a maioria das hipergigantes vive apenas menos de algumas dezenas de milhões de anos, no máximo, antes de se transformarem em supernovas. A hipergigante Betelgeuse, que fica na constelação de Órion, deverá se tornar uma supernova nas próximas centenas de milhares de anos. Quando isso acontecer, ofuscará a lua por mais de um ano, além de ser visível durante o dia.
Ao contrário de todas as outras entradas nesta lista, as estrelas de hipervelocidade são estrelas normais, sem características interessantes ou distintivas – além do facto de se deslocarem através do espaço a velocidades insanas. Com uma velocidade superior a um ou três milhões de quilómetros por hora, as estrelas em hipervelocidade são o resultado de estrelas que se deslocam demasiado perto do centro galáctico – o que as ejecta a velocidades ultra-altas. Todas as estrelas de hipervelocidade conhecidas na nossa galáxia viajam a uma velocidade duas vezes superior à velocidade de escape e, portanto, estão destinadas a sair da galáxia todas juntas e a flutuar na escuridão durante o resto das suas vidas.
Cefeidas – ou Estrelas Variáveis Cefeidas – referem-se a estrelas com uma massa tipicamente entre 5 e 20 vezes a da nossa estrela, que fica maior e menor em intervalos regulares, dando-lhe a aparência de estar pulsando. As cefeidas se expandem devido à pressão incrivelmente alta que é experimentada dentro de seu núcleo denso, mas uma vez que crescem em tamanho, a pressão cai e elas se contraem mais uma vez. Este ciclo de crescimento e encolhimento continua até que a estrela chegue ao fim da sua vida.
Se uma estrela for demasiado pequena para se tornar uma estrela de neutrões ou simplesmente explodir numa supernova, acabará por evoluir para uma anã branca – uma estrela extremamente densa e opaca que gastou todo o seu combustível e já não sofre fissão nuclear no seu núcleo. . Muitas vezes não maiores que a Terra, as anãs brancas esfriam lentamente através da emissão de radiação eletromagnética. Durante períodos de tempo ridiculamente longos, as anãs brancas eventualmente arrefecem o suficiente para deixarem de emitir luz e calor – tornando-se assim o que é conhecido como anã negra, quase invisível para o observador. A anã negra marca o fim da evolução estelar de muitas estrelas. Acredita-se que atualmente não existam anãs negras no universo, pois demoram muito para se formarem. Nosso sol degenerará em um em cerca de 14,5 bilhões de anos.
Quando a maioria das pessoas pensa em estrelas, pensa em enormes esferas escaldantes flutuando no espaço. Na verdade, devido à força centrífuga, a maioria das estrelas são ligeiramente achatadas – ou achatadas nos seus pólos. Para a maioria das estrelas este achatamento é suficientemente pequeno para ser desprezível – mas numa certa proporção de estrelas, que giram a velocidades ferozes, este achatamento é tão extremo que lhe dá a forma de uma bola de rugby. Com as suas altas velocidades de rotação, estas estrelas também lançarão enormes volumes de matéria em torno do seu equador, criando uma “concha” de gás em torno da estrela – e formando assim o que é chamado de “estrela-concha”. Na imagem acima, a massa branca ligeiramente translúcida que circunda a estrela achatada, Alpha Eridan (Achernar), é a ‘concha’.
Depois que uma estrela se transforma em supernova, geralmente resta apenas uma estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons são bolas extremamente pequenas e extremamente densas de – você adivinhou – nêutrons. Muitas vezes mais densas que o núcleo de um átomo e com menos de uma dúzia de quilómetros de diâmetro, as estrelas de neutrões são um produto verdadeiramente notável da física.
Devido à extrema densidade das estrelas de nêutrons, quaisquer átomos que entrem em contato com sua superfície são quase instantaneamente despedaçados. Todas as partículas subatômicas não-nêutrons são desmembradas em seus quarks constituintes, antes de serem “reorganizadas” em nêutrons. Este processo liberta uma enorme quantidade de energia – tanto que uma colisão entre uma estrela de neutrões e um asteróide de tamanho médio libertaria uma explosão de raios gama com mais energia do que o nosso Sol alguma vez produzirá durante toda a sua vida. Só por esta razão, qualquer estrela de neutrões nas proximidades do nosso sistema solar (num raio de algumas centenas de anos-luz) representa uma ameaça muito real de atingir a Terra com radiação letal.
Devido aos muitos problemas associados à nossa compreensão atual dos buracos negros, especialmente em relação à mecânica quântica, muitas teorias alternativas foram apresentadas como explicação para as nossas observações.
Uma delas é a ideia de uma estrela de energia escura. A hipótese é que quando uma grande estrela entra em colapso ela não se transforma em um buraco negro, mas sim o espaço-tempo que existe dentro dela se transforma em energia escura. Devido à mecânica quântica, esta estrela terá uma propriedade bastante única: fora do seu horizonte de eventos atrairá toda a matéria, enquanto no interior, para além do seu horizonte de eventos, repelirá toda a matéria – isto porque a energia escura tem gravidade “negativa”. , que repele tudo o que se aproxima dele, da mesma forma que os pólos idênticos de um ímã se rejeitam.
Além disso, a teoria prevê que, uma vez que um eletrão passe pelo horizonte de eventos de uma estrela de energia escura, será convertido num pósitron – também conhecido como anti-elétron – e ejetado. Quando esta antipartícula colide com um elétron normal, eles se aniquilam e liberam uma pequena explosão de energia. Acredita-se que isto, em grande escala, explicaria a enorme quantidade de radiação que é emitida do centro das galáxias – onde se pensa que existe um buraco negro supermassivo.
Na maior parte dos casos, é mais fácil pensar numa estrela de energia escura como um buraco negro que ejeta matéria e não tem singularidade.
As estrelas criam elementos mais pesados através da fusão nuclear – o processo pelo qual os elementos mais leves são fundidos para formar elementos mais pesados, libertando posteriormente energia. Quanto mais pesado o elemento, menos energia é liberada quando eles são fundidos. O caminho típico que as estrelas tomam é primeiro fundir o hidrogénio em hélio, depois o hélio em carbono, o carbono em oxigénio, o oxigénio em néon, o néon em silício e depois – finalmente – o silício em ferro. A fusão do ferro requer mais energia do que é liberada, portanto é a última etapa em qualquer reação de fusão nuclear estável. A maioria das estrelas morre antes de atingir o ponto onde começam a fundir carbono, mas aquelas que chegam a este ponto, ou mais, normalmente explodem em supernova logo depois.
Uma estrela de ferro é uma estrela composta puramente de ferro, mas paradoxalmente ainda libera energia. Como? Via tunelamento quântico. O tunelamento quântico refere-se ao fenômeno pelo qual uma partícula passa através de uma barreira que de outra forma seria incapaz de atravessar. Para usar um exemplo: se eu jogasse uma bola contra uma parede, ela normalmente atingiria a parede e ricochetearia. Mas, de acordo com a mecânica quântica, há uma pequena chance de a bola passar pela parede e atingir a pessoa inocente do outro lado.
Isso é tunelamento quântico. É claro que a probabilidade de isto acontecer é infinitesimal, mas a nível atómico ocorre com relativa frequência – especialmente em objetos enormes, como estrelas. Normalmente, uma grande quantidade de energia é necessária para fundir o ferro, pois ele possui uma espécie de barreira que resiste à fusão – o que significa que requer mais energia do que emite. Com o tunelamento quântico, entretanto, o ferro pode se fundir sem usar nenhuma energia. Uma maneira de compreender isso é imaginar duas bolas de golfe rolando lentamente uma em direção à outra e fundindo-se espontaneamente quando colidem. Normalmente, essa fusão exigiria uma enorme quantidade de energia, mas o tunelamento quântico permite que ela ocorra praticamente sem nenhuma.
Como a fusão do ferro por meio de tunelamento quântico é extremamente rara, uma estrela de ferro precisaria ter uma massa extremamente alta para experimentar uma reação de fusão sustentável. Por esta razão – e porque o ferro é relativamente raro no Universo – pensa-se que demorará pouco menos de 1 Quingentilhão de anos (1 seguido de 1503 zeros) até que as primeiras estrelas de ferro apareçam.
“Brilha, brilha, quase estrela
O maior quebra-cabeça visto de longe
Quão diferente dos outros Mais
brilhante que um bilhão de sóis
Brilha, brilha, quase estrela
Como eu me pergunto o que você é.”
– George Gamow, “Quasar” 1964. Hipergigantes – as maiores estrelas – normalmente colapsam em buracos negros com cerca de dez vezes a massa do nosso Sol. Portanto, há uma questão óbvia: o que poderia causar os buracos negros supermassivos, localizados nos centros das galáxias, com massas de um bilhão de sóis? Nenhuma estrela típica poderia ser grande o suficiente para criar tal monstro! É claro que se poderia argumentar que estes buracos negros bebés poderiam crescer ao consumir matéria – mas, ao contrário da crença popular, este é um processo incrivelmente lento. Além disso, acredita-se que a maioria dos buracos negros supermassivos se formaram nos primeiros milhares de milhões de anos do Universo – dando a qualquer buraco negro convencional um tempo demasiado curto para evoluir para os monstros que vemos hoje. Uma teoria argumenta que as primeiras estrelas da população III, maiores que as hipergigantes de hoje e compostas puramente de hélio e hidrogênio, colapsaram rapidamente e criaram grandes buracos negros, que mais tarde se fundiram em buracos negros supermassivos. Outra teoria, considerada mais provável, sugere que as quase-estrelas podem ser as culpadas.
Nos primeiros bilhões de anos do universo, havia grandes nuvens de hélio e hidrogênio flutuando. Se a matéria contida nestas nuvens colapsasse com rapidez suficiente, poderia formar uma grande estrela com um pequeno buraco negro no centro – uma quase estrela, com o brilho de mil milhões de sóis. Normalmente, este cenário levaria a uma supernova, o que resultaria na explosão da “concha” da estrela e da matéria circundante para o espaço. Mas se a nuvem de matéria que rodeia a estrela for suficientemente grande e densa, ela resistirá à explosão e começará a cair no buraco negro. Agora alimentado pela enorme quantidade de matéria que o rodeia, o buraco negro cresceria extremamente grande e extremamente rápido.
Para usar uma analogia: imagine se você tivesse uma pequena bomba cercada por papelão. Se a bomba explodisse, como uma supernova, explodiria o papelão e o buraco negro resultante não teria matéria para consumir imediatamente. Mas se o papelão fosse realmente concreto grosso, a explosão não jogaria fora a parede – e o buraco negro poderia consumi-la imediatamente.
Existem dois tipos de coisas neste universo: bósons e férmions. A distinção mais simples entre os dois é que os férmions são partículas com spin meio inteiro, enquanto os bósons são partículas com spin inteiro. Todas as partículas elementares e compostas, como elétrons, nêutrons e quarks, são férmions, enquanto o título de bóson é concedido a todas as partículas portadoras de força, como fótons e glúons. Ao contrário dos férmions, dois ou mais bósons podem existir no mesmo estado.
Para usar uma analogia complicada para explicar isto, os férmions são como edifícios, enquanto os bósons são como fantasmas. Você só pode ter um edifício em um determinado ponto do espaço – pois é impossível ter dois edifícios coexistindo no mesmo espaço – mas você pode ter milhares de fantasmas parados no mesmo local, ou no edifício, como eles’ são imateriais (no entanto, os bósons têm massa, mas você entendeu). Não há limite para quantos bósons podem ocupar o mesmo espaço.
Agora, todas as estrelas conhecidas são compostas de férmions, mas se existir um bóson estável, com uma determinada massa, então, hipoteticamente, estrelas bósons também poderiam existir. Tendo em mente que a gravidade depende da massa, imagine o que aconteceria se existisse um tipo de partícula em que uma quantidade infinita pudesse coexistir no mesmo ponto do espaço. Para usar o nosso exemplo dos fantasmas, imagine se houvesse um bilhão de fantasmas, todos com uma pequena quantidade de massa, parados no mesmo lugar – teríamos uma enorme quantidade de massa concentrada em um único ponto no espaço, o que certamente seria claro, têm uma enorme atração gravitacional. As estrelas bósons poderiam, portanto, possuir massa infinita em um ponto infinitamente pequeno no espaço. A hipótese é que a localização mais provável para estrelas bósons, se existirem, seja no centro das galáxias.
