• Começa Com Um Estrondo

Isto é o que vai acontecer com o nosso sol depois que ele morrer

Uma erupção solar do nosso Sol, que ejeta matéria para longe de nossa estrela-mãe e para o Sistema Solar, é diminuída em termos de 'perda de massa' por fusão nuclear, que reduziu a massa do Sol em um total de 0,03% de sua massa inicial. valor: uma perda equivalente à massa de Saturno. E = mc², quando você pensa sobre isso, mostra como isso é energético, pois a massa de Saturno multiplicada pela velocidade da luz (uma grande constante) ao quadrado leva a uma tremenda quantidade de energia produzida. Nosso Sol tem cerca de 5 a 7 bilhões de anos de fusão de hidrogênio em hélio, mas há muito mais por vir depois disso. (OBSERVATÓRIO DE DINÂMICA SOLAR DA NASA / GSFC)

Um universo inteiro de possibilidades aguarda estrelas como a nossa, mesmo depois de ficarem sem combustível.

Uma das regras mais profundas em todo o Universo é que nada dura para sempre. Com as forças gravitacionais, eletromagnéticas e nucleares atuando sobre a matéria, praticamente tudo o que observamos existir hoje sofrerá mudanças no futuro. Até mesmo as estrelas, as coleções mais enormes que transformam o combustível nuclear no cosmos, um dia irão se extinguir, incluindo o nosso Sol.

Mas isso não significa que a morte estelar – quando as estrelas ficam sem combustível nuclear – é na verdade o fim de uma estrela como o nosso Sol. Muito pelo contrário, há uma série de coisas fascinantes reservadas para todas as estrelas, uma vez que elas morrem a primeira e mais óbvia morte. Embora seja verdade que o combustível do nosso Sol seja finito e esperemos que ele sofra uma morte estelar típica, essa morte não é o fim. Nem para o nosso Sol, nem para nenhuma estrela parecida com o Sol. Aqui está o que vem a seguir.

O (moderno) sistema de classificação espectral Morgan-Keenan, com a faixa de temperatura de cada classe de estrelas mostrada acima, em kelvin. Nosso Sol é uma estrela da classe G, produzindo luz com uma temperatura efetiva de cerca de 5800 K, à qual os humanos estão bem adaptados durante o dia. As estrelas mais massivas são mais brilhantes, mais quentes e mais azuis, mas você só precisa de cerca de 8% da massa do Sol para começar a fundir hidrogênio em hélio, o que é algo que as anãs vermelhas da classe M podem fazer tão bem, desde que eles atingem temperaturas críticas do núcleo acima de cerca de 4 milhões K . (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS LUCASVB, ADIÇÕES DE E. SIEGEL)

Para ser considerada uma estrela verdadeira, e não uma estrela falhada (como uma anã marrom) ou algum cadáver (como uma anã branca ou estrela de nêutrons), você deve ser capaz de fundir hidrogênio em hélio. Quando uma nuvem de gás colapsa para formar potencialmente uma nova estrela, ela tem muita energia potencial gravitacional em seu estado difuso, que é convertida em energia cinética (térmica) quando entra em colapso. Esse colapso aquece a matéria e, se ficar quente e denso o suficiente, a fusão nuclear começará.

Depois de muitas gerações estudando estrelas, incluindo onde elas se formam e onde não se formam, agora sabemos que elas precisam atingir uma temperatura interna de cerca de 4 milhões K para começar a fundir hidrogênio em hélio, e isso requer pelo menos ~8% da massa de nosso Sol, ou cerca de 70 vezes a massa de Júpiter. Ser pelo menos tão grande é o requisito mínimo para se tornar uma estrela.

Este corte mostra as várias regiões da superfície e do interior do Sol, incluindo o núcleo, que é onde ocorre a fusão nuclear. Com o passar do tempo, a região que contém hélio no núcleo se expande e a temperatura máxima aumenta, fazendo com que a produção de energia do Sol aumente. Quando nosso Sol ficar sem combustível de hidrogênio no núcleo, ele se contrairá e aquecerá a um grau suficiente para que a fusão de hélio possa começar. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS KELVINSONG)

Uma vez que esse limite de massa/temperatura é ultrapassado, a estrela começa a fundir hidrogênio em hélio e encontrará um dos três destinos diferentes. Esses destinos são determinados apenas pela massa da estrela, que por sua vez determina a temperatura máxima que será atingida no núcleo. Todas as estrelas começam a fundir hidrogênio em hélio, mas o que vem a seguir depende da temperatura. Em particular:

• Se sua estrela tiver massa muito baixa, ela fundirá hidrogênio apenas em hélio e nunca ficará quente o suficiente para fundir hélio em carbono. Uma composição puramente de hélio é o destino de todas as estrelas da classe M (anãs vermelhas), abaixo de cerca de 40% da massa do Sol. Isso descreve a maioria das estrelas no Universo (por número).
• Se sua estrela for como o Sol, ela se contrairá a temperaturas mais altas quando o núcleo ficar sem hidrogênio, iniciando a fusão de hélio (em carbono) quando a estrela se tornar uma gigante vermelha. Ele terminará composto de carbono e oxigênio, com as camadas mais leves (externas) de hidrogênio e hélio explodidas. Isso ocorre para todas as estrelas entre cerca de 40% e 800% da massa do Sol.
• Se sua estrela tiver mais de 8 vezes a massa do Sol, ela não apenas fundirá hidrogênio em hélio e hélio em carbono, mas também iniciará a fusão de carbono mais tarde, levando à fusão de oxigênio, fusão de silício e, eventualmente, uma morte espetacular por Super Nova.

Quando as estrelas mais massivas morrem, suas camadas externas, enriquecidas com elementos pesados ​​resultantes da fusão nuclear e captura de nêutrons, são lançadas no meio interestelar, onde podem ajudar as futuras gerações de estrelas, fornecendo-lhes os ingredientes brutos para planetas rochosos. e, potencialmente, a vida. Nosso Sol precisaria ser cerca de oito vezes mais massivo para ter uma chance nesse destino, que está bem fora do reino das possibilidades razoáveis. (NASA, ESA, J. HESTER, A. LOLL (ASU))

Esses são os destinos mais convencionais das estrelas e, de longe, os três mais comuns. As estrelas que são massivas o suficiente para se tornarem supernovas são raras: apenas cerca de 0,1 a 0,2% de todas as estrelas têm essa massa e deixarão para trás estrelas de nêutrons ou remanescentes de buracos negros.

As estrelas com menor massa são as estrelas mais comuns do Universo, representando algo entre 75-80% de todas as estrelas, e também as mais longevas. Com vidas que variam de talvez 150 bilhões a mais de 100 trilhões de anos, nem um único ficou sem combustível em nosso Universo de 13,8 bilhões de anos. Quando o fizerem, formarão estrelas anãs brancas feitas inteiramente de hélio.

Mas estrelas semelhantes ao Sol, que compreendem cerca de um quarto de todas as estrelas, experimentam um fascinante ciclo de morte quando ficam sem hélio em seu núcleo. Eles se transformam em uma dupla de nebulosa planetária/anã branca em um processo de morte espetacular, mas lento.

O anel azul-esverdeado da nebulosa planetária NGC 6369 marca o local onde a luz ultravioleta energética retirou elétrons dos átomos de oxigênio no gás. Nosso Sol, sendo uma única estrela que gira na extremidade lenta das estrelas, provavelmente acabará parecendo com esta nebulosa depois de talvez outros 7 bilhões de anos. (NASA E EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA))

Durante a fase de gigante vermelha, Mercúrio e Vênus certamente serão engolidos pelo Sol, enquanto a Terra pode ou não, dependendo de certos processos que ainda não foram totalmente elaborados. Os mundos gelados além de Netuno provavelmente derreterão e sublimarão, e dificilmente sobreviverão à morte de nossa estrela.

Uma vez que as camadas externas do Sol sejam devolvidas ao meio interestelar, tudo o que restará serão alguns cadáveres carbonizados de mundos que orbitam a anã branca remanescente do nosso Sol. O núcleo, composto em grande parte por carbono e oxigênio, totalizará cerca de 50% da massa do nosso Sol atual, mas terá apenas aproximadamente o tamanho físico da Terra.

Quando as estrelas de menor massa, semelhantes ao Sol, ficam sem combustível, elas explodem suas camadas externas em uma nebulosa planetária, mas o centro se contrai para formar uma anã branca, que leva muito tempo para desaparecer na escuridão. A nebulosa planetária que nosso Sol irá gerar deve desaparecer completamente, restando apenas a anã branca e nossos planetas remanescentes, após aproximadamente 9,5 bilhões de anos. Ocasionalmente, os objetos serão dilacerados pela maré, adicionando anéis empoeirados ao que resta do nosso Sistema Solar, mas serão transitórios. (MARK GARLICK / UNIVERSIDADE DE WARWICK)

Esta estrela anã branca permanecerá quente por um tempo extremamente longo. O calor é uma quantidade de energia que fica presa dentro de qualquer objeto, mas só pode ser irradiada através de sua superfície. Imagine pegar metade da energia em uma estrela como o nosso Sol e comprimir essa energia em um volume ainda menor. O que vai acontecer?

Vai esquentar. Se você pegar gás em um cilindro e comprimi-lo rapidamente, ele aquece: é assim que funciona um pistão em seu motor de combustão. As estrelas gigantes vermelhas que dão origem às anãs brancas são, na verdade, muito mais frias do que a própria anã. Durante a fase de contração, as temperaturas aumentam de 3.000 K (para uma gigante vermelha) até cerca de 20.000 K (para uma anã branca). Esse tipo de aquecimento é devido à compressão adiabática e explica por que essas estrelas anãs são tão quentes.

Quando nosso Sol ficar sem combustível, ele se tornará uma gigante vermelha, seguida por uma nebulosa planetária com uma anã branca no centro. A nebulosa do Olho de Gato é um exemplo visualmente espetacular desse destino potencial, com a forma intrincada, em camadas e assimétrica desta em particular sugerindo uma companheira binária. No centro, uma jovem anã branca aquece à medida que se contrai, atingindo temperaturas dezenas de milhares de Kelvin mais quentes do que a gigante vermelha que a gerou. (NASA, ESA, HEIC E HUBBLE HERITAGE TEAM (STSCI/AURA); AGRADECIMENTOS: R. CORRADI (ISAAC NEWTON GROUP OF TELESCOPES, SPAIN) E Z. TSVETANOV (NASA))

Mas agora, ele precisa esfriar e só pode irradiar através de sua pequena e minúscula superfície do tamanho da Terra. Se você formasse uma anã branca agora, a 20.000 K, e desse 13,8 bilhões de anos para esfriar (a idade atual do Universo), ela esfriaria em 40 K: para 19.960 K.

Temos muito tempo para esperar se quisermos que nosso Sol esfrie até o ponto em que se torne invisível. No entanto, uma vez que o nosso Sol fique sem combustível, o Universo fornecerá alegremente uma ampla quantidade de tempo. Claro, todas as galáxias do Grupo Local se fundirão; todas as galáxias além irão acelerar devido à energia escura; a formação de estrelas diminuirá a um fio e as anãs vermelhas de menor massa queimarão seu combustível. Ainda assim, nossa anã branca continuará esfriando.

Uma comparação precisa de tamanho/cor de uma anã branca (L), a Terra refletindo a luz do nosso Sol (no meio) e uma anã negra (R). Quando as anãs brancas finalmente irradiarem o último de sua energia, todas elas acabarão se tornando anãs negras. A pressão de degeneração entre os elétrons dentro da anã branca/preta, no entanto, sempre será grande o suficiente, desde que não acumule muita massa, para evitar que entre em colapso ainda mais. Este é o destino do nosso Sol após cerca de 1⁰¹⁵ anos. (BBC / GCSE (L) / SUNFLOWERCOSMOS (R))

Por fim, depois de algo entre 100 trilhões e 1 quatrilhão de anos (10¹⁴ a 10¹⁵ anos), a anã branca que nosso Sol se tornará desaparecerá da parte visível do espectro e esfriará apenas alguns graus acima do zero absoluto . Agora conhecida como anã negra, essa bola de carbono e oxigênio no espaço simplesmente passará pelo que quer que aconteça com nossa galáxia, junto com mais de um trilhão de outras estrelas e cadáveres estelares que sobraram de nosso Grupo Local.

Mas esse também não é realmente o fim do nosso Sol. Existem três destinos possíveis que o aguardam, dependendo da sorte (ou azar) que tivermos.

Quando ocorre um grande número de interações gravitacionais entre sistemas estelares, uma estrela pode receber um chute grande o suficiente para ser ejetada de qualquer estrutura da qual faça parte. Observamos estrelas fugitivas na Via Láctea até hoje; uma vez que eles se foram, eles nunca mais voltarão. Estima-se que isso ocorra para o nosso Sol em algum ponto entre 1⁰¹⁷ a 1⁰¹⁹ anos a partir de agora, dependendo da densidade de cadáveres estelares em que nosso Grupo Local se torna. (J. WALSH E Z. LEVAY, ESA/NASA)

1.) Completamente azarado . Cerca de metade de todos os cadáveres estelares na galáxia – na maioria das galáxias – originam-se de sistemas estelares singlete, muito parecidos com o nosso próprio Sol. Embora os sistemas multi-estrelas sejam comuns, com aproximadamente 50% de todas as estrelas conhecidas encontradas em sistemas binários ou trinários (ou até mais ricos), nosso Sol é a única estrela em nosso próprio Sistema Solar.

Isso é extremamente importante para o futuro, porque torna extraordinariamente improvável que nosso Sol se fundirá com um companheiro, ou engula um companheiro ou seja engolido por outro companheiro. Estaríamos desafiando as probabilidades se nos fundíssemos com outra estrela ou cadáver estelar por aí. Supondo que não tenhamos sorte, tudo o que o cadáver do nosso Sol verá no futuro são inúmeras interações gravitacionais com as outras massas, que devem culminar com o que resta do nosso Sistema Solar sendo ejetado da galáxia após aproximadamente 10¹⁷ a 10¹⁹ anos.

Duas maneiras diferentes de fazer uma supernova Tipo Ia: o cenário de acreção (L) e o cenário de fusão (R). Sem um companheiro binário, nosso Sol nunca poderia se tornar uma supernova acumulando matéria, mas poderíamos nos fundir com outra anã branca na galáxia, o que poderia nos levar a revitalizar em uma explosão de supernova Tipo Ia. (NASA / CXC / M. WEISS)

2.) Sorte o suficiente para revitalizar . Você pode pensar, por uma boa razão, que uma vez que a anã branca que nosso Sol se torna esfria, não há chance de ela brilhar novamente. Mas há muitas maneiras de o nosso Sol obter uma nova vida e emitir sua própria radiação poderosa mais uma vez. Para isso, basta uma nova fonte de matéria. Se, mesmo em um futuro distante, nosso Sol:

• funde-se com uma estrela anã vermelha ou uma anã marrom,
• acumula gás hidrogênio de uma nuvem molecular ou planeta gasoso,
• ou se depara com outro cadáver estelar,

pode inflamar a fusão nuclear mais uma vez. O primeiro cenário resultará em pelo menos muitos milhões de anos de queima de hidrogênio; a segunda levará a uma explosão de fusão conhecida como nova; o último levará a uma explosão de supernova descontrolada, destruindo os dois cadáveres estelares. Se experimentarmos um evento como esse antes de sermos ejetados, nossa sorte cósmica estará em exibição para todos que permanecerem em nossa galáxia testemunharem.

A nova da estrela GK Persei, mostrada aqui em um composto de raios X (azul), rádio (rosa) e óptico (amarelo), é um ótimo exemplo do que podemos ver usando os melhores telescópios de nossa geração atual. Quando uma anã branca acumula matéria suficiente, a fusão nuclear pode aumentar em sua superfície, criando uma explosão brilhante temporária conhecida como nova. Se o cadáver do nosso Sol colidir com uma nuvem de gás ou um aglomerado de hidrogênio (como um planeta gigante gasoso rouge), ele pode se tornar uma nova mesmo depois de se tornar uma anã negra. (RAIO X: NASA/CXC/RIKEN/D.TAKEI ET AL; ÓPTICO: NASA/STSCI; RÁDIO: NRAO/VLA)

3.) Super sortudo, onde seremos devorados por um buraco negro . Nos arredores de nossa galáxia, a cerca de 25.000 anos-luz do buraco negro supermassivo que ocupa nosso centro galáctico, existem apenas os pequenos buracos negros formados por estrelas individuais. Eles têm a menor área de seção transversal de qualquer objeto massivo no Universo. No que diz respeito aos alvos galácticos, esses buracos negros de massa estelar são alguns dos objetos mais difíceis de atingir.

Mas, ocasionalmente, eles são atingidos. Pequenos buracos negros, quando encontram matéria, aceleram e afunilam em um fluxo de acreção, onde uma fração da matéria é devorada e adicionada à massa do buraco negro, mas a maior parte é ejetada na forma de jatos e outros detritos. Esses buracos negros ativos e de baixa massa são conhecidos como microquasares quando explodem e são fenômenos muito reais.

Embora seja extremamente improvável que aconteça conosco, alguém precisa ganhar na loteria cósmica, e aqueles que o fizerem se tornarão comida de buraco negro para seu ato final.

Quando uma estrela ou cadáver estelar passa muito perto de um buraco negro, as forças de maré dessa massa concentrada são capazes de destruir completamente o objeto, destruindo-o. Embora uma pequena fração da matéria seja devorada pelo buraco negro, a maior parte simplesmente acelerará e será ejetada de volta ao espaço. (ILUSTRAÇÃO: NASA/CXC/M.WEISS; RAIO X (TOP): NASA/CXC/MPE/S.KOMOSSA ET AL. (L); ÓPTICO: ESO/MPE/S.KOMOSSA (R))

Quase todos os objetos no Universo têm um grande conjunto de possibilidades sobre o que vai acontecer com eles no futuro distante, e é incrivelmente difícil determinar o destino de um único objeto, dado o ambiente caótico do nosso canto do cosmos. Mas conhecendo a física por trás dos objetos que temos e entendendo quais são as probabilidades e escalas de tempo para cada tipo de objeto, podemos estimar melhor qual deve ser o destino de qualquer pessoa.

Para o nosso Sol, nos tornaremos uma anã branca depois de menos de 10 bilhões de anos, desapareceremos em uma anã negra após ~10¹⁴-10¹⁵ anos e seremos ejetados da galáxia após 10¹⁷-10¹⁹ anos. Pelo menos, esse é o caminho mais provável. Mas fusões, acúmulo de gás, colisões ou até mesmo ser devorado também são possibilidades, e podem acontecer com alguém, mesmo que provavelmente não seja nós. Nosso futuro pode ainda não estar escrito, mas seria inteligente apostar em um futuro brilhante por trilhões de anos!

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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