Estruturas do Universo

Revendo um pouco do conteúdo apresentado em nossos artigos anteriores: as estrelas mais massivas terminam suas vidas gerando estrelas de nêutrons ou buracos negros. Por outro lado, uma estrela do porte de nosso Sol ou que tenha no máximo algo como 7 vezes a massa solar forma uma anã branca no núcleo. Para melhor entendimento desses processos, não deixe de ler nosso artigo sobre as estrelas e seus ciclos de vida.

Uma anã branca típica tem mais ou menos metade da massa do Sol, porém com dimensões apenas ligeiramente maiores que a Terra. Supondo esse objeto com o mesmo tamanho que nosso planeta, então sua densidade é de 1 x 10⁹ kg/m³.

A Terra apresenta uma densidade média de apenas 5,4 x 10³ kg/m³. Portanto, uma anã branca é 200.000 vezes mais densa!

Trata-se de um dos aglomerados de matéria mais densos do Universo, superado apenas pelas estrelas de nêutrons e buracos negros. Como é que surge uma estrutura desse tipo?

Para descrever como nasce uma anã branca, tomemos como exemplo o nosso próprio Sol. Ele é uma estrela que está em equilíbrio hidrostático, isto é, sobrevivendo pela fusão de hidrogênio em hélio, sendo que o calor gerado por essa atividade nuclear cria uma pressão para fora, contrabalançando a força gravitacional que puxa para dentro. Porém, daqui a uns 5,5 bilhões de anos, o hidrogênio combustível estará se esgotando.

A partir de então, o balanço tenderá a favor da gravidade e o Sol iniciará seu colapso. Mas sua compactação fará com que se aqueça novamente e isso permitirá a fusão de resquícios de hidrogênio no entorno do núcleo. Esta queima de combustível residual expandirá as camadas externas, e o Sol se tornará uma gigante vermelha, tão grande que engolirá Mercúrio.

Quando uma estrela aumenta em tamanho, seu calor se espalha, causando uma diminuição global de temperatura. Entretanto, no núcleo da gigante vermelha, a temperatura aumentará até tornar-se alta o suficiente para fundir o hélio, gerando carbono e outros elementos pesados.

O Sol permanecerá na condição de gigante vermelha por mais alguns bilhões de anos, após passar mais de 10 bilhões de anos queimando hidrogênio. Nesse período, continuará fundindo hélio em carbono, até que esse combustível também se esgote.

Não estando quente o suficiente para fundir o carbono produzido, o Sol sucumbirá novamente à gravidade. A contração do núcleo causará uma liberação de energia, causando a expansão de seu invólucro. Neste ponto, a estrela se tornará uma gigante ainda maior do que antes, e seu raio ultrapassará a órbita da Terra.

Então, a falta de estabilidade fará com que o Sol perca massa. Isto continuará acontecendo até que, finalmente, suas camadas externas sejam expelidas para o exterior. O núcleo, entretanto, permanecerá intacto, tornando-se uma anã branca, um objeto muito quente, denso e com atmosfera muito tênue.

Em volta dela, teremos um expansivo envoltório gasoso, constituindo uma estrutura conhecida como nebulosa planetária, assim chamada devido à aparência semelhante à dos planetas Urano e Netuno. O surgimento da nebulosa marca a transição de uma gigante vermelha a anã branca.

Algumas nebulosas planetárias podem ser vistas através de um telescópio de quintal. Em aproximadamente metade delas, com um telescópio de tamanho moderadamente maior, é possível a visualização da anã branca central.

Estrelas com massas comparáveis à de nosso Sol tornam-se anãs brancas 75.000 anos após a expansão de seus envoltórios em nebulosas planetárias.

A história não termina por aí. As anãs brancas são muito quentes, mas elas esfriarão aos poucos, irradiando calor pelo espaço e desvanecendo-se em pequenas porções escuras de carbono, a não ser que estejam sugando matéria de outra estrela próxima.

O resfriamento completo pode levar 10 bilhões de anos, mas um dia nosso Sol chegará ao fim do processo, tornando-se uma anã negra.

Nenhuma anã negra foi observada até hoje. Tendo em vista o imenso período de tempo necessário para que estrelas médias tornem-se anãs negras, imagina-se que o Universo não seja suficientemente idoso para que anãs brancas já tenham chegado ao estágio de anãs negras.

A primeira anã branca foi encontrada por ser companheira de Sirius, uma estrela muito brilhante na constelação do Cão Maior. Em 1844, o astrônomo Friedrich Bessel anunciou que Sirius tinha um fundo tênue e apresentava um movimento que parecia indicar que ela orbitava um objeto até então despercebido.

Em 1863, o oculista e fabricante de telescópios Alvan Clark localizou esse objeto misterioso, companheiro de Sirius, o qual mais tarde foi identificado como uma anã branca. Atualmente, a estrela principal é chamada de Sirius A e a anã branca, Sirius B. O período orbital desse sistema é de aproximadamente 50 anos (tempo que o sistema leva para dar um giro completo em torno de si mesmo).

Anãs brancas são muito pequenas e, portanto, muito difíceis de serem encontradas, mas os sistemas binários ajudam em sua localização. Sirius foi identificada como parte de um sistema binário devido às peculiaridades de seu movimento. Assim, após uma acurada investigação, chegou-se à conclusão de que a estrela está acompanhada de uma anã branca.

O Telescópio Espacial Hubble, com um espelho de 2,4 metros de diâmetro e um avançado sistema ótico, tem tido bastante sucesso na observação de anãs brancas, usando o modo de campo profundo e câmera planetária. Em agosto de 1995, o Hubble observou mais de 75 anãs brancas no aglomerado globular M4, o mais próximo da Terra, (7.000 anos-luz), na constelação de Escorpião.

O brilho desses objetos é muito fraco, uma luminosidade não maior do que a de uma lâmpada de 100 watts, conforme vista de uma distância correspondente à da Terra até a Lua, e são estrelas muito antigas, próximas do final de seus ciclos de vida.

Telescópios óticos não são o único meio de identificação de anãs brancas. Uma delas, a HZ 43, foi observada pelo satélite de raios X ROSAT.

Raios X são emitidos a partir do interior da superfície visível da anã branca, uma região muito densa e que pode atingir temperaturas de 100.000 graus na escala Kelvin (100.000 K), em anãs brancas muito jovens.

Muitas anãs brancas próximas e jovens foram detectadas como fontes de raios X de baixa energia. Observações nesta porção do espectro ou na faixa mais próxima, ou seja, de luz ultravioleta mais intensa, têm se tornado uma poderosa ferramenta para o estudo da composição e estrutura da tênue atmosfera dessas estrelas.

Uma anã branca não é capaz de criar pressão interna, já que a fusão nuclear não ocorre mais. Por isso, a gravidade compacta a matéria de modo que até mesmo os elétrons vêm a ser esmagados no conjunto.

Em um átomo, os elétrons ocupam níveis de energia bem definidos, e apresentam uma propriedade, o número quântico spin que, metaforicamente, tem a ver com a ideia de que giram em torno de si mesmos.

Em circunstâncias normais, elétrons idênticos (com o mesmo spin) não podem ocupar o mesmo nível de energia. Considerando que um elétron pode girar em apenas uma de duas direções (um de dois spins), somente dois elétrons podem estar em um determinado nível (órbita). Em física, isto é conhecido como Princípio de Exclusão de Pauli.

Em um gás normal, não há problema, pois não existem elétrons suficientes para preencher completamente todos os níveis energéticos. Em uma anã branca, todavia, a densidade é muito maior, e todos os elétrons estão muito próximos entre si.

Forma-se, então, o que chamamos de gás degenerado (ou matéria degenerada), significando que todos os níveis de energia em seus átomos estão preenchidos por elétrons. Isto porque, para que a gravidade possa comprimir a anã branca ainda mais, ela precisa forçar os elétrons a estarem onde normalmente não podem estar.

Uma vez que a estrela está degenerada, a força gravitacional não pode mais comprimi-la, pois a mecânica quântica prescreve que não há mais espaço disponível para ser ocupado. Então, nossa anã branca sobrevive, não por fusão interna, mas por princípios quânticos que impedem seu colapso completo.

Matéria degenerada possui outras propriedades incomuns. Por exemplo, quanto mais massiva é uma anã branca, menor o seu tamanho. A explicação é: quanto maior a massa, mais os elétrons precisam se espremer para que seja mantida a pressão para fora, dando suporte à massa adicional.

No entanto, há um limite na quantidade de massa que uma anã branca pode ter. O físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar descobriu que esse limite é de 1,4 vezes a massa do Sol. Este limiar é apropriadamente chamado de Limite de Chandrasekhar.

Na atmosfera de uma anã branca, tendo esta uma gravidade superficial de 100.000 vezes a da Terra, os átomos mais pesados afundam e os mais leves permanecem na superfície.

Algumas anãs brancas apresentam atmosferas quase que exclusivamente de hidrogênio ou de hélio, os elementos mais leves. Como a gravidade puxa a atmosfera, esta é uma camada muito fina. Se isso acontecesse com a Terra, o ponto mais alto de nossa atmosfera estaria abaixo do topo dos arranha-céus.

Cientistas presumem que há uma crosta com cerca de 50 km de espessura abaixo da atmosfera de muitas anãs brancas e, na base dessa crosta, uma grade de átomos de carbono e oxigênio. Com tal constituição, uma anã branca pode ser comparada com um diamante, o qual, no final das contas, é simplesmente carbono cristalizado.