Você já se perguntou se é possível que uma estrela se torne um planeta? E mais: será que isso já aconteceu? Saiba mais na matéria
As estrelas e os planetas são corpos celestes presentes no Universo, e são bastante diferentes. As estrelas são feitas essencialmente de hidrogênio, hélio e uma pequena porcentagem de outros elementos químicos.
Já os planetas podem ser rochosos ou gasosos, como temos de exemplo nos encontrados em nosso Sistema Solar, por exemplo. Além dessa diferença, vemos muitos outros pontos que separam esses elementos do espaço em categorias distintas.
Sendo assim, pensar que uma estrela pode, em algum momento, se transformar em um planeta, parece ser uma ideia bastante complexa. Saiba mais sobre o assunto abaixo.
Diferenças fundamentais entre estrelas e planetas
Além da composição, há outro ponto importante que difere as estrelas e os planetas: a primeira possui massa grande o suficiente para que seu núcleo chegue a temperaturas acima de 4 milhões de graus Celsius.
Esse valor é alto o suficiente para começar a fusão nuclear de átomos mais leves em elementos mais pesados. Por outro lado, os planetas não contam com massa o suficiente para atingir temperaturas tão altas em seu núcleo, a ponto de começar reações de fusão nuclear.
Uma estrela pode se tornar um planeta?
Considerando que a massa é um fator predominante para começar reações nucleares, seria possível diminuir a massa de uma estrela para que esse processo fosse interrompido, deixando-a mais fria para que ela se transformasse em um planeta?
Isso parece improvável, uma vez que não há muitas formas de subtrair tanta massa de um elemento tão compacto quanto uma estrela. Entretanto, o Universo tem uma forma de fazer isso, e já observamos casos onde o fenômeno aconteceu.
Energia gravitacional: a força que mantém a estrela viva
Em termos de evolução estelar, no geral, sistemas com estrelas únicas são previsíveis e vão se comportar seguindo os modelos teóricos. Sendo assim, a estrela central queima o combustível de hidrogênio em seu núcleo assim que a fusão nuclear foi iniciada, e vai continuar o processo até que o hidrogênio acabe.
Com isso, a taxa de fusão cai e a pressão da radiação externa deixa de ser suficiente para manter o núcleo da estrela contra a força da gravidade. A seguir, acontece uma série de eventos importantes.
O núcleo começa a se contrair no interior, conforme a força gravitacional interna começa a superar a pressão da radiação externa. A contração do núcleo da estrela converte a energia potencial gravitacional em energia cinética, e as colisões entre as partículas no núcleo convertem de forma rápida essa energia em calor.
Contudo, enquanto o núcleo se contrai, ele também esquenta, e o calor se propaga para fora da estrela, fazendo com que as regiões internas, onde a fusão ocorre, se expandam. Já o núcleo, agora feito predominantemente de hélio, se contrai e aquece, enquanto uma camada fina de hidrogênio em forma de concha ao seu redor começa a se fundir em hélio, o que injeta ainda mais calor na estrela.
Já as camadas mais externas começam a inchar e a se expandir. A estrela se transformará em uma subgigante com o tempo, enquanto o núcleo interno fica cada vez mais quente. Em certo momento, o núcleo interno chega a uma temperatura alta o suficiente para que o hélio comece a se fundir em carbono. As camadas externas se tornam tão difusas que a estrela vira uma gigante vermelha.
O destino das estrelas e o fenômeno das ex-estrelas
Todas as estrelas únicas que nasceram com pelo menos 40% da massa do nosso Sol tem esse destino, e o que acontece daí em diante depende da quantidade dessa massa. Estrelas com massa inicial inferior a cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol eventualmente ejetarão suas camadas externas, enquanto seu núcleo se contrai e se transforma em uma anã branca.
Estrelas com massa inicial acima desse limite de passa passarão por uma série de reações de fusão adicionais, o que resulta em uma supernova cataclísmica. O resultado final das duas etapas será um remanescente estelar que é menos massivo, mas é mais denso e mais concentrado do que a estrela que veio antes.
Se o remanescente estiver em um sistema duplo, ele pode se “alimentar” de sua estrela vizinha, transferindo para si uma quantidade de massa suficiente para que a estrela doadora deixe de ser estrela. No Universo, a transição de uma estrela, onde a fusão nuclear era sua principal característica, para um objeto sem massa para iniciar e manter a fusão é uma ocorrência notável.
Existem 3 ex-estrelas nessa lista, dentre os mais de 5 mil exoplanetas descobertos: ASASSN-16kr, ASASSN-17jf e SSSJ0522-3505. Esses objetos tiveram suas camadas externas suficientemente arrancadas e roubadas por um remanescente estelar próximo.
Os três são mais massivos que Júpiter e representam o primeiro grupo conhecido de estrelas que perderam massa o suficiente para serem rebaixadas ao status de planeta.
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