Quando o Sol se tornar numa anã branca, poderão ocorrer perturbações ou ejeções dos planetas remanescentes ao longo de éons
Sistema solar após a fase de gigante vermelha
Daqui a cerca de ~5 mil milhões de anos, o nosso Sol continuará a sintetizar hidrogénio no núcleo (sequência principal). No entanto, esgotado este combustível, passará para as fases de gigante vermelha e ramo da gigante assintótica, perderá uma grande parte da sua massa e acabará por se tornar numa anã branca. Durante estas fases tardias, as órbitas dos planetas – especialmente das gigantes exteriores – podem alterar-se devido à perda de massa, forças gravitacionais de maré ou, se suficientemente perto, à resistência do vento estelar. As planetas interiores (Mercúrio, Vénus, provavelmente também a Terra) provavelmente serão engolidos, mas os restantes podem sobreviver em órbitas alteradas. Ao longo de épocas muito longas (dezenas de mil milhões de anos), outros fatores, como estrelas que passam ao acaso ou marés galácticas, reorganizarão ou desmantelarão ainda mais este sistema. Abaixo discutimos em detalhe cada fase e as possíveis consequências.
2. Principais fatores da dinâmica tardia do sistema solar
2.1 Perda de massa do Sol nas fases de gigante vermelha e AGB
Na fase da gigante vermelha e posteriormente no AGB (ramo assintótico das gigantes), a parte exterior do Sol expande-se e é gradualmente perdida através de ventos estelares ou fortes emissões pulsantes. Estima-se que até ao final do AGB o Sol possa perder cerca de 20–30% da sua massa:
- Brilho e raio: O brilho do Sol aumenta para milhares de vezes o atual, o raio pode atingir ~1 UA ou mais na fase de gigante vermelha.
- Taxa de perda de massa: Durante algumas centenas de milhões de anos, ventos fortes removem progressivamente as camadas superiores, formando no final a nebulosa planetária.
- Efeito nas órbitas: A massa reduzida da estrela enfraquece a sua atração gravitacional, pelo que as órbitas dos planetas remanescentes se expandem, seguindo a relação simples de dois corpos, onde a ∝ 1/M☉. Em outras palavras, se a massa do Sol diminuir para 70–80%, os semi-eixos maiores dos planetas podem crescer proporcionalmente [1,2].
2.2 Engolimento dos planetas interiores
Mercúrio e Vénus serão quase certamente engolidos pela expansão da camada exterior do Sol. A Terra encontra-se no limite – alguns modelos indicam que a perda de massa poderia alargar suficientemente a sua órbita para evitar o mergulho total, mas as forças de maré ainda podem destruí-la. Após a fase AGB, poderão sobreviver apenas os planetas exteriores (a partir de Marte) e os corpos anões e pequenos, embora com órbitas alteradas.
2.3 Formação da anã branca
No final do AGB, o Sol expulsa as camadas exteriores durante dezenas de milhares de anos, formando uma nebulosa planetária. Resta o núcleo da anã branca (~0,5–0,6 massas solares), onde a síntese já não ocorre; ele apenas irradia energia térmica e arrefece ao longo de milhares de milhões ou mesmo trilhões de anos. A massa reduzida significa que os planetas remanescentes têm órbitas alargadas ou de outra forma alteradas, determinando a dinâmica a longo prazo na nova relação massa estrela-planeta.
3. O destino dos planetas exteriores – Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno
3.1 Expansão das órbitas
Durante a fase de perda de massa da gigante vermelha e do AGB, as órbitas de Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno expandir-se-ão adiabaticamente devido à diminuição da massa do Sol. Aproximadamente, o semi-eixo maior final af pode ser estimado se o tempo de perda de massa for longo em comparação com o período orbital:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Onde M⊙,i é a massa inicial do Sol, e M⊙,f – final (~0,55–0,6 M☉). As órbitas podem aumentar cerca de ~1,3–1,4 vezes se a estrela perder ~20–30% da massa. Por exemplo, Júpiter, a ~5,2 UA, pode afastar-se para ~7–8 UA, dependendo da massa final. Expansões semelhantes são esperadas para Saturno, Úrano e Neptuno [3,4].
3.2 Estabilidade a longo prazo
Quando o Sol se tornar uma anã branca, o sistema planetário poderá sobreviver por mais bilhões de anos, embora expandido. No entanto, a longo prazo podem surgir fatores desestabilizadores:
- Interações planetárias: Ao longo de gigaanos (109 anos), ressonâncias ou fenómenos caóticos podem acumular-se.
- Estrelas que passam: O Sol move-se na Galáxia, por isso aproximações próximas de estrelas (alguns milhares de UA ou menos) podem perturbar as órbitas.
- Marés galácticas: Em escalas de dezenas ou centenas de bilhões de anos, marés galácticas fracas podem afetar as órbitas exteriores.
Alguns modelos indicam que ~1010–1011 Ao longo dos anos, as órbitas dos planetas gigantes podem tornar-se suficientemente caóticas, causando expulsões ou colisões. Contudo, estes são prazos longos, e o sistema pode permanecer pelo menos parcialmente inalterado se não houver perturbações fortes. Finalmente, a estabilidade também depende do ambiente estelar local.
3.3 Exemplos de planetas que podem sobreviver
É frequentemente mencionado que Júpiter (com a maior massa) e os seus satélites podem sobreviver por mais tempo, mantendo-se em órbita em torno da anã branca. Saturno, Úrano e Neptuno são mais suscetíveis a serem expulsos devido a interações com perturbações originadas em Júpiter. No entanto, esses processos de mudança orbital podem durar de bilhões a trilhões de anos, pelo que parte da estrutura do sistema solar poderia existir durante muito tempo no período de arrefecimento da anã branca.
4. Corpos pequenos: asteroides, cintura de Kuiper e nuvem de Oort
4.1 Asteroides do anel interior
A maioria dos corpos do anel principal de asteroides (2–4 UA) está relativamente perto do Sol. A perda de massa e ressonâncias gravitacionais poderiam deslocar as suas órbitas para longe. Embora a “envoltura” da gigante vermelha possa estender-se até ~1–1,2 UA e não cubra diretamente o anel principal, o vento estelar intensificado ou a radiação poderiam causar dispersão adicional ou colisões. Após a fase AGB, parte dos asteroides sobreviveria, mas ressonâncias caóticas com planetas exteriores expulsariam alguns.
4.2 Cintura de Kuiper, disco disperso
O Cinturão de Kuiper (~30–50 UA) e o disco disperso (50–100+ UA) provavelmente não colidirão com a envoltura física da gigante vermelha, mas sentirão a redução da massa da estrela, fazendo com que as órbitas se expandam proporcionalmente. Além disso, a alteração da órbita de Neptuno pode reorganizar a distribuição dos TNOs. Ao longo de bilhões de anos, passagens estelares podem dispersar muitos TNOs. O mesmo se aplica à nuvem de Oort (até ~100 000 UA): sentirá pouco a expansão gigante diretamente, mas será muito sensível aos efeitos de estrelas que passam e marés galácticas.
4.3 "Poluição" das anãs brancas e quedas de cometas
Ao observar anãs brancas noutros sistemas, vê-se uma "poluição metálica" na atmosfera – elementos pesados que deveriam afundar, mas permanecem devido à queda constante de detritos asteroides ou cometários. De forma semelhante, no caso da nossa futura anã branca, podem permanecer asteroides/cometas que ocasionalmente se aproximam do limite de Roche, são destruídos e enriquecem a atmosfera da anã com metais. Este seria o último "reciclar" do sistema solar.
5. Escalas temporais de dispersão final ou sobrevivência
5.1 Arrefecimento da anã branca
Quando o Sol se tornar uma anã branca (~7,5+ mil milhões de anos no futuro), o seu raio será semelhante ao da Terra, e a massa ~0,55–0,6 M☉. A temperatura inicial é muito alta (~100 000+ K), diminuindo gradualmente ao longo de dezenas/centenas de bilhões de anos. Até se tornar uma "anã negra" (teoricamente, a idade do Universo ainda não é suficiente para esta fase), as órbitas dos planetas podem permanecer estáveis ou ser perturbadas.
5.2 Ejeções e passagens
Durante 1010–1011 Aproximações estelares aleatórias ao longo dos anos (vários milhares de UA) podem gradualmente expulsar planetas e pequenos corpos para o espaço interestelar. Se o sistema solar passasse por um ambiente mais denso ou um enxame, a taxa de dispersão seria ainda maior. Eventualmente, pode ficar uma anã branca solitária sem planetas sobreviventes ou apenas alguns corpos distantes.
6. Comparação com outras anãs brancas
6.1 Anãs brancas "poluídas"
Os astrónomos frequentemente encontram anãs brancas com elementos pesados (ex.: cálcio, magnésio, ferro) na atmosfera, que deveriam afundar rapidamente, mas permanecem devido à queda constante de pequenos corpos (asteroides/cometas). Em alguns sistemas WD são encontrados discos de poeira formados pela destruição de asteroides. Estes dados indicam que os restos planetários nos sistemas podem sobreviver à fase de anã branca, fornecendo material ocasionalmente.
6.2 Exoplanetas perto de anãs brancas
Foram descobertos alguns candidatos planetários perto de anãs brancas (ex.: WD 1856+534 b), grandes, com tamanho comparável a Júpiter, em órbitas muito próximas (~1,4 dias). Acredita-se que estes planetas possam ter migrado para dentro após a perda de massa da estrela ou ter permanecido, resistindo à expansão da estrela. Isto dá pistas sobre como os gigantes do sistema solar podem sobreviver ou mudar após processos semelhantes.
7. Significado e perceções mais amplas
7.1 Compreensão do ciclo de vida das estrelas e da estrutura planetária
Ao estudar a evolução a longo prazo do Sistema Solar, é evidente que as vidas das estrelas e dos seus planetas continuam muito para além do fim da sequência principal. O destino dos planetas revela fenómenos comuns – perda de massa, expansão das órbitas, interação de maré – característicos de estrelas semelhantes ao Sol. Isto indica que sistemas de exoplanetas em torno de estrelas em evolução podem sofrer destinos semelhantes. Assim termina o ciclo de vida das estrelas e planetas.
7.2 Habitabilidade final e possíveis evacuações
Algumas especulações sugerem que civilizações avançadas podem comunicar com o “controlo da massa estelar” ou mover planetas para fora para sobreviverem após o fim dos tempos estáveis da estrela. Realisticamente, da perspetiva cósmica, abandonar a Terra (por exemplo, para Titã, ou mesmo para além do Sistema Solar) pode ser o único caminho para a humanidade ou seus futuros descendentes existirem por éons, pois a transformação do Sol é inevitável.
7.3 Verificação de observações futuras
Ao continuar a analisar as anãs brancas "poluídas" e as possíveis exoplanetas remanescentes à sua volta, compreenderemos cada vez melhor como termina definitivamente a vida dos sistemas do tipo terrestre. Ao mesmo tempo, com a melhoria dos modelos solares, torna-se claro até que ponto as camadas da gigante vermelha se expandem e a que velocidade a massa é perdida. A colaboração entre astrofísica estelar, mecânica orbital e estudos de exoplanetas desenvolve imagens cada vez mais detalhadas de como as estrelas moribundas conduzem os planetas às suas fases finais.
8. Conclusão
Ao longo de um período prolongado (~5–8 mil milhões de anos), o Sol, ao passar pelas fases de gigante vermelha e AGB, sofrerá uma grande perda de massa e provavelmente engolirá Mercúrio, Vénus e possivelmente Terra. Os corpos restantes (planetas exteriores, objetos menores) afastar-se-ão à medida que a massa da estrela diminui. Eventualmente, orbitarão em torno da anã branca. Durante mais bilhões de anos, passagens estelares aleatórias ou interações ressonantes podem gradualmente desintegrar o sistema. O Sol – já uma relíquia fria e ténue – mal lembrará a família planetária que outrora floresceu.
Este desfecho é característico de estrelas com massa ~1 massa solar, evidenciando quão efémera é a duração da habitabilidade dos planetas. Modelos digitais, dados observacionais de gigantes vermelhas brilhantes e exemplos de anãs brancas "poluídas" ajudam a compreender melhor estas fases finais da evolução. Assim, embora a nossa atual era estável da sequência principal continue, o mapa cósmico do tempo explica que nenhum sistema planetário é eterno – o lento declínio do Sistema Solar é a última parte da sua jornada de bilhões de anos.
Links e leitura adicional
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “O Nosso Sol. III. Presente e Futuro.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Futuro distante do Sol e da Terra revisitado.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Podem os Planetas Sobreviver à Evolução Estelar?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). “Evolução dos sistemas planetários pós-sequência principal.” Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). “Evolução das estrelas anãs brancas.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.