Possível engolimento de Mercúrio e Vénus e perspetiva incerta para a Terra
Vida após a sequência principal
Estrelas semelhantes ao Sol passam a maior parte da sua vida na sequência principal, queimando hidrogénio no núcleo. Para o Sol, esta fase estável durará cerca de 10 mil milhões de anos, dos quais já passaram cerca de 4,57 mil milhões. Contudo, quando o hidrogénio do núcleo numa estrela de ~1 massa solar se esgota, inicia-se uma viragem na evolução estelar: acende-se a queima de hidrogénio na casca, e a estrela entra no estado de gigante vermelha. Nesse caso, o raio da estrela pode crescer dezenas ou até centenas de vezes, o seu brilho aumenta significativamente e as condições para os planetas mais próximos mudam drasticamente.
No nosso Sistema Solar, Mercúrio, Vénus e talvez Terra sentirão diretamente este aumento do raio solar. Por isso, estes planetas podem ser destruídos ou fortemente deformados. A fase da gigante vermelha é uma etapa crucial para compreender o destino final dos planetas interiores. A seguir, é analisado em detalhe como muda a estrutura interna do Sol, por que a estrela se expande até se tornar uma gigante vermelha, e o que isso significa para as órbitas, clima e sobrevivência de Mercúrio, Vénus e Terra.
2. Alterações após a sequência principal: queima de hidrogénio na casca
2.1 Esgotamento do hidrogénio no núcleo
Após cerca de 5 mil milhões de anos de síntese contínua de hidrogénio no núcleo, o Sol ficará sem hidrogénio central suficiente. Então ocorre:
- Contração do núcleo: O núcleo saturado de hélio contrai-se devido à gravidade e aquece ainda mais.
- Casca de queima de hidrogénio: A camada de hidrogénio fora do núcleo, que envolve o núcleo enriquecido em hélio, aquece e continua a gerar energia.
- Expansão da camada externa: Devido à maior emissão de energia, a parte externa da estrela expande-se e o raio aumenta muito, a temperatura da superfície diminui (cor "vermelha").
Estes processos marcam o início do ramo da gigante vermelha (RGB), o brilho da estrela aumenta drasticamente (até vários milhares de vezes maior do que agora), embora a temperatura da superfície caia dos atuais ~5800 K para a gama muito mais fria do "vermelho" [1], [2].
2.2 Duração e crescimento do raio
A fase de gigante vermelha geralmente dura algumas centenas de milhões de anos, para uma estrela com massa semelhante à do Sol – muito menos do que a sequência principal. Os modelos indicam que o raio do Sol pode expandir-se cerca de 100–200 vezes o atual (~0,5–1,0 UA). Os limites finais da expansão dependem da perda de massa da estrela e do momento da ignição do hélio.
3. Cenários de engolimento: Mercúrio e Vénus
3.1 Interações de maré e perda de massa
À medida que o Sol se expande, começa a perda de massa induzida pelo vento estelar. Além disso, entre a atmosfera expandida do Sol e os planetas interiores predominam as interações de maré. Os resultados podem ser decadência orbital ou, inversamente, um afastamento ligeiramente maior: a perda de massa enfraquece a atração (permitindo que as órbitas se expandam), mas se o planeta entrar na atmosfera da estrela, o atrito de maré puxa-o para dentro. Os principais fatores:
- Perda de massa: A força gravitacional do Sol diminui, permitindo que as órbitas se expandam.
- Atrito de maré: Se um planeta entra na atmosfera da estrela, o atrito o desacelera, fazendo-o descer em espiral para dentro do Sol.
3.2 Destino de Mercúrio
Mercúrio, sendo o mais próximo do Sol (~0,39 UA), quase certamente será engolido na fase de gigante vermelha. A maioria dos modelos de evolução solar indica que a fotosfera expandida do Sol poderá alcançar ou até ultrapassar a órbita de Mercúrio, e as forças de maré continuarão a "afundar" Mercúrio na atmosfera solar. É um planeta pequeno (massa ~5,5 % da Terra) e não tem inércia suficiente para resistir à força de arrasto numa atmosfera expandida e profunda [3], [4].
3.3 Vénus: engolimento provável
Vénus, orbitando a cerca de ~0,72 UA, também provavelmente será engolido. Embora a perda de massa da estrela altere ligeiramente as órbitas para fora, dificilmente será suficiente para salvar Vénus a 0,72 UA, especialmente quando o raio da gigante vermelha pode atingir cerca de ~1 UA. As interações de maré podem aproximar Vénus em espiral do Sol até que este a destrua. Mesmo que hipoteticamente Vénus não seja completamente engolido, sofrerá um calor extremo, perderá a atmosfera e será totalmente esterilizado.
4. Destino incerto da Terra
4.1 Raio da gigante vermelha e órbita da Terra
A Terra, situada a cerca de ~1,00 UA, está no limite ou um pouco além do limite que, segundo os modelos, a máxima expansão do Sol pode alcançar (~1,0–1,2 UA). Se esse limite for cerca de ~1 UA, existe o risco de engolimento parcial ou total. No entanto, há nuances importantes:
- Perda de massa: Se o Sol perder uma quantidade significativa de massa (~20–30 % da original), a órbita da Terra pode expandir-se para cerca de ~1,2–1,3 UA.
- Interações de maré: Se a Terra mergulhar na parte externa da atmosfera do Sol, o atrito pode superar o efeito de expansão da órbita.
- Propriedades do invólucro: A densidade da atmosfera da estrela a cerca de ~1 UA pode ser baixa, mas talvez não suficientemente baixa para proteger a Terra da força de arrasto.
Assim, a sobrevivência da Terra depende da perda de massa, que tende a empurrar a órbita para fora, e da fricção de maré, que a puxa para dentro. Alguns modelos indicam que a Terra pode permanecer logo fora da fotosfera expandida, mas condenada ao calor; outros sugerem que será destruída [3], [5].
4.2 Condições se a Terra evitasse ser engolida
Mesmo que a Terra não fosse engolida, muito antes da máxima expansão da gigante vermelha as condições no nosso planeta tornariam-se inóspitas para a vida. Com o aumento da luminosidade solar, a temperatura da superfície subiria, os oceanos evaporariam e formaria-se um efeito estufa descontrolado. Após a fase gigante, restaria apenas uma crosta terrestre parcialmente ou totalmente fundida, e o forte vento da gigante vermelha poderia dispersar a atmosfera.
5. Queima de hélio e fases posteriores: AGB, nebulosa planetária, fase da anã branca
5.1 Flash de hélio e ramo horizontal
Quando a temperatura no núcleo da gigante vermelha atinge ~100 milhões de K, inicia-se a fusão do hélio (processo "triplo-alfa"); por vezes ocorre de forma súbita ("flash de hélio"), se o núcleo estiver degenerado eletronicamente. A estrela reorganiza-se então numa fase um pouco mais compacta de "queima de hélio" (chamada ramo horizontal). Esta fase dura relativamente pouco (~10–100 milhões de anos). Contudo, qualquer planeta próximo que sobreviva ainda sofreria calor intenso durante todo esse tempo.
5.2 AGB: ramo assintótico gigante
Após o esgotamento do hélio no núcleo, a estrela entra na fase AGB, durante a qual queima simultaneamente hélio e hidrogénio nas camadas em volta do núcleo de carbono-oxigénio. As camadas externas expandem-se ainda mais, e os pulsos térmicos provocam uma intensa perda de massa, formando uma atmosfera estelar enorme, mas rarefeita. Esta fase é muito curta (alguns milhões de anos). Se algum remanescente planetário ainda existisse, seria afetado pelo forte vento estelar, potencialmente desestabilizando ainda mais a órbita.
5.3 Formação da nebulosa planetária
As camadas externas expelidas, influenciadas pela intensa radiação UV do núcleo quente, formam uma nebula planetária – uma concha gasosa brilhante e temporária. Ao longo de dezenas de milhares de anos, essa nebulosa dispersa-se. Os observadores veem-na como uma nuvem brilhante em forma de anel ou bolha em torno da estrela central. Na fase final, a estrela transforma-se numa anã branca, quando a nebulosa desaparece.
6. Remanescente da anã branca
6.1 Degenerescência do núcleo e composição
Após a fase AGB permanece um núcleo denso de anã branca, composto principalmente por carbono e oxigénio (~1 massa solar para a estrela). É sustentado pela pressão de degenerescência eletrónica, não ocorrendo síntese adicional. A massa típica de uma anã branca é ~0,5–0,7 M☉. O raio do objeto é semelhante ao da Terra (~6 000–8 000 km). Inicialmente, a temperatura é muito alta (dezenas de milhares de K), diminuindo lentamente ao longo de bilhões de anos [5], [6].
6.2 Arrefecimento ao longo do tempo cósmico
A anã branca irradia a energia térmica remanescente. Durante dezenas ou centenas de milhares de milhões de anos, escurece, tornando-se quase invisível como uma "anã negra". Este arrefecimento dura muito tempo, mais do que a idade atual do Universo. No estado final, a estrela é inerte – sem fusão, apenas um núcleo frio "carbonizado" na escuridão cósmica.
7. Revisão da duração
- Sequência principal: ~10 mil milhões de anos para uma estrela de 1 massa solar. O Sol está nesta fase há cerca de 4,57 mil milhões de anos, restando ~5,5 mil milhões de anos.
- Fase da gigante vermelha: Dura ~1–2 mil milhões de anos, inclui a queima da camada de hidrogénio e o flash de hélio.
- Queima de hélio: Período estável curto, podendo durar algumas centenas de milhões de anos.
- AGB: Impulsos térmicos, forte perda de massa, durando vários milhões de anos ou menos.
- Nebulosa planetária: ~dezenas de milhares de anos.
- Fase da anã branca: Arrefecimento indefinidamente longo ao longo de éons, eventualmente tornando-se uma "anã negra" escura (se o Universo existir tempo suficiente).
8. Impacto no sistema solar e na Terra
8.1 Condições enfraquecidas
Ainda dentro de ~1–2 mil milhões de anos, a luminosidade atual do Sol aumentará cerca de 10%, pelo que os oceanos e a biosfera da Terra começarão a desaparecer devido ao efeito estufa crescente, muito antes da fase de gigante vermelha. Em termos geológicos, isto significa que a habitabilidade da Terra tem um prazo de validade. Teoricamente (ideias para um futuro muito distante), civilizações tecnológicas poderiam tentar alterar a órbita do planeta ou "cortar" parte da massa da estrela ("nave estelar" – isto é pura especulação), para retardar estas mudanças.
8.2 Sistema solar exterior
Ao iniciar a fase AGB e perder parte da massa solar, a atração gravitacional enfraquece. Planetas exteriores podem afastar-se ou tornar-se instáveis. Alguns planetas anões ou cometas podem dispersar-se. Finalmente, uma anã branca com um punhado de planetas distantes remanescentes – este é um possível estágio final do sistema solar, dependendo de como a perda de massa e as marés (ou outras perturbações) afetarão as suas órbitas.
9. Analogias de observação
9.1 Gigantes vermelhas e nebulosas planetárias na Via Láctea
Astrónomos observaram gigantes vermelhas e estrelas AGB (tais como Arcturus, Mira) e nebulosas planetárias (ex., a Nebulosa do Anel (Ring) ou a Nebulosa da Hélice (Helix)), que mostram como o Sol se parecerá no futuro. Estes objetos fornecem dados em tempo real sobre a expansão das camadas externas, impulsos térmicos e formação de poeira. Comparando a massa estelar, metalicidade e estágio evolutivo, determina-se que uma estrela com ~1 massa solar evolui de forma semelhante ao previsto para o Sol.
9.2 Anãs brancas e os seus detritos
O estudo das anãs brancas revela como poderão ser os restos após a destruição dos planetas. Em algumas anãs brancas são encontrados “poluentes metálicos” – provavelmente provenientes de asteroides destruídos ou pequenos planetas. Isto indica diretamente o que pode acontecer aos corpos restantes do Sistema Solar – podem ser absorvidos pela anã branca ou permanecer em órbitas distantes.
10. Conclusão
A fase da gigante vermelha é uma transformação importante para estrelas semelhantes ao Sol. Após o esgotamento do hidrogénio nuclear, a estrela expande-se significativamente, provavelmente engolindo Mercúrio e Vénus, enquanto o destino da Terra permanece incerto. Mesmo que a Terra evite de alguma forma a imersão total na atmosfera da estrela, será transformada num inferno devido ao calor intenso e às condições do vento estelar. Após várias fases de queima em casca, o nosso Sol evoluirá para uma anã branca, em torno da qual permanecerão apenas nuvens dispersas de camadas expelidas. Este desenvolvimento é típico de estrelas com cerca de uma massa solar, mostrando o “ciclo” de vida da estrela – desde a formação e síntese até à expansão e, finalmente, contração numa remanescente degenerada.
Observações astrofísicas (de gigantes vermelhas, anãs brancas e sistemas de exoplanetas) confirmam este caminho teórico de evolução e permitem prever como cada estágio afetará as órbitas planetárias. Da perspetiva atual, na Terra, esta é uma fase de curta duração em escala cósmica, e o futuro inevitável da gigante vermelha sublinha que a habitabilidade dos planetas é um presente temporário. A compreensão destes processos permite avaliar melhor a fragilidade de todo o Sistema Solar e a magnífica evolução de vários bilhões de anos.
Ligações 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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). “Sobre o destino final da Terra e do Sistema Solar.” Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Podem os Planetas Sobreviver à Evolução Estelar?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). “Evolução das estrelas anãs brancas.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). “Os Planetas São Consumidos pelas Suas Estrelas Hospedeiras?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.