O que é um Exoplanet?

Em resumo

As estrelas são os blocos de construção mais básicos das galáxias.

A idade, distribuição, e composição das estrelas traçam a história, dinâmica, e evolução da sua galáxia. As estrelas são responsáveis pela produção e distribuição de elementos pesados, tais como carbono, azoto e oxigénio.

Universo Terra
Esta impressão do artista representa o universo primitivo. As primeiras estrelas nascidas após o big bang, a que os astrónomos chamam estrelas “População III”, são elusivas, tendo ainda de ser definitivamente detectadas. Ao contrário das estrelas de hoje – como o nosso Sol (que contém elementos mais pesados como o oxigénio, azoto, carbono e ferro) – as estrelas da População III teriam sido unicamente feitas dos poucos elementos primordiais forjados no big bang. Muito mais maciças e mais brilhantes do que o nosso Sol, elas teriam brilhado no vazio inky do universo recém-nascido. Créditos: ESA/Hubble, M. Kornmesser, e NASA

Diferentes tipos de estrelas têm diferentes zonas habitáveis. Esta é a área em torno de uma estrela onde as condições são correctas, nem demasiado quente nem demasiado fria para que exista água líquida na superfície de um planeta. (Por esta razão, a zona habitável de uma estrela é muitas vezes referida informalmente como a sua “zona dos cachos dourados”)

Estatisticamente, deve haver mais de 100 mil milhões de planetas na nossa galáxia da Via Láctea. Eles vêm numa vasta gama de tamanhos e características. Organismos complexos surgiram na Terra há apenas 500 milhões de anos, e os humanos modernos estão aqui há apenas 200.000 anos – o piscar de um olho nas escalas de tempo cosmológicas. A Terra tornar-se-á inabitável para formas de vida mais elevadas em pouco mais de 1 bilião de anos, à medida que o Sol se torna mais quente e seca o nosso planeta. Portanto, as estrelas ligeiramente mais frescas do que o nosso Sol – chamadas anãs laranjas – são consideradas melhores para a vida avançada. Elas podem arder constantemente durante dezenas de biliões de anos. Isto abre uma vasta paisagem temporal para a evolução biológica, a fim de prosseguir uma infinidade de experiências para a produção de formas de vida robustas. E, para cada estrela como o nosso Sol, há três vezes mais anãs laranjas na Via Láctea.

O tipo de estrela ainda mais abundante chamado anãs vermelhas (também conhecidas como estrelas anãs M) tem vidas ainda mais longas. Os planetas numa zona habitável relativamente estreita da anã vermelha, que está muito próxima da estrela, estão expostos a níveis extremos de radiação de raios X e ultravioleta, que podem ser centenas de milhares de vezes mais intensos do que o que a Terra recebe do Sol. Os planetas nas zonas habitáveis das anãs vermelhas podem ser cozidos secos e ter as suas atmosferas removidas muito cedo nas suas vidas. As anãs vermelhas normalmente acalmam após alguns bilhões de anos, mas as suas explosões precoces poderiam proibir os seus planetas de evoluir para serem mais hospitaleiros.

infográfico comparando 3 classes de estrelas na nossa galáxia
Este infográfico compara as características de três classes de estrelas na nossa galáxia: Estrelas semelhantes ao Sol são classificadas como estrelas do tipo G; estrelas menos maciças e mais frescas do que o nosso Sol são anãs K; e estrelas ainda mais fracas e mais frescas são as anãs M avermelhadas. As zonas habitáveis, potencialmente capazes de albergar planetas que levam vida, são mais largas para estrelas mais quentes. A longevidade para as estrelas M anãs vermelhas pode exceder os 100 mil milhões de anos. A longevidade das anãs K pode variar entre 15 e 45 mil milhões de anos. Entretanto, o nosso Sol dura apenas 10 mil milhões de anos. A quantidade relativa de radiação nociva (à vida tal como a conhecemos) que as estrelas emitem pode ser 80 a 500 vezes mais intensa para as anãs M em relação ao nosso Sol, mas apenas 5 a 25 vezes mais intensa para as anãs K alaranjadas. As anãs vermelhas constituem o grosso da população da Via Láctea, cerca de 73%. As estrelas parecidas com o Sol são apenas 6% da população, e as anãs K estão a 13%. Créditos: NASA, ESA e Z. Levy (STScI)

Como nascem as estrelas?

Como nascem as estrelas?

As estrelas nascem de vastas nuvens de gás e poeira, conhecidas como nebulosas, que se encontram espalhadas pela maioria das galáxias. Ao longo de milhares a milhões de anos, a gravidade pode causar o colapso de bolsas mais densas dentro de uma nebulosa, sob o seu próprio peso. À medida que uma nuvem – que é maioritariamente hidrogénio – desaba, o material no seu centro começa a aquecer. Conhecido como um “protostar”, este núcleo quente da nuvem em colapso é uma estrela em formação. Algumas destas nuvens giratórias de gás em colapso e pó quebram-se em duas ou três bolhas que formam cada uma delas estrelas. Isto explicaria porque é que a maioria das estrelas da Via Láctea vêm em pares ou em múltiplos. Nem todo este material acaba como parte da estrela, contudo – o pó restante pode tornar-se planetas e luas, asteróides e cometas – ou pode simplesmente permanecer como pó.

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O que é uma estrela de sequência principal?

O que é uma estrela de sequência principal?

Enquanto milhões de anos passam, a temperatura do núcleo de um protostar atinge um ponto em que a fusão nuclear pode começar. A estrela começa então a fase mais longa da sua vida, chamada “sequência principal”. A maioria das estrelas da galáxia, incluindo o nosso Sol, são categorizadas como sequência principal. Este é um estado em que a fusão nuclear na estrela é estável e o hidrogénio é convertido em hélio. Este processo liberta muita energia que mantém a estrela quente e brilhante, e fornece uma pressão externa contra a incrível massa de material que de outra forma causaria o colapso da estrela sobre si mesma. Noventa por cento da vida de uma estrela é gasta na fase de sequência principal.

O que significa a cor de uma estrela?

O que significa a cor de uma estrela?

Quando se olha para o céu nocturno, pode-se notar que algumas estrelas brilham mais do que outras. O brilho de uma estrela está relacionado com a quantidade de energia que emite, bem como a sua proximidade à Terra.

As estrelas também variam em cor – porque variam em temperatura. As estrelas mais quentes parecem azuis ou brancas, enquanto as estrelas mais frias parecem alaranjadas ou vermelhas. Os astrónomos utilizam estas características para classificar as estrelas da sequência principal em categorias por cor e temperatura: O (azul), B (azul-branco), A (branco), F (amarelo-branco), G (amarelo), K (laranja), e M (vermelho), das mais quentes e maiores para as mais frias e mais pequenas. As estrelas no fim das suas vidas estão fora da sequência principal. Estas incluem supergiantas, gigantes vermelhas, e anãs brancas.

imagem do Sol e a sua coroa
Uma imagem do Sol a 17,1 nanómetros (um comprimento de onda ultravioleta extremo) revela a camada atmosférica mais exterior do Sol – a coroa. Créditos: Goddard Space Flight Center/SDO da NASA

Que tipo de estrela é o nosso Sol?

Que tipo de estrela é o nosso Sol?

O nosso Sol é categorizado como uma estrela de sequência principal do tipo G-anã-amarela. Prevê-se que o nosso Sol permanecerá na fase de sequência principal por mais alguns biliões de anos.

As estrelas podem viver durante milhares de milhões de anos, mas as suas vidas podem ser mais curtas ou mais longas dependendo do seu tamanho (tecnicamente, da sua massa). Quanto maior (ou mais maciça) a estrela, mais curta a sua vida, pois mais estrelas maciças queimam o seu combustível nuclear mais rapidamente.

Como é que os planetas se formam em torno das estrelas?

Como é que os planetas se formam à volta das estrelas?

O gás e a poeira que giram à volta de uma estrela durante a sua formação são críticos para a formação de planetas à sua volta. O pó contém elementos pesados tais como carbono e ferro que formam os núcleos dos planetas.

Os cientistas pensam que os planetas começam como grãos de pó mais pequenos do que a largura de um cabelo humano. Eles emergem do disco gigante, em forma de donut, de gás e pó que circunda as estrelas jovens. A gravidade e outras forças provocam a colisão de material dentro do disco. Se a colisão for suficientemente suave, o material funde-se, crescendo como bolas de neve rolantes. Com o tempo, partículas de poeira combinam-se para formar seixos, que evoluem para rochas do tamanho de milha. Como estes planetesimais, ou planetas em construção, orbitam a sua estrela, limpam o material do seu trajecto, deixando marcas de espaço vazias, mas para poeira fina. Ao mesmo tempo, a estrela devora gás nas proximidades enquanto empurra o material mais distante para mais longe. Após alguns milhões de anos, o disco terá-se transformado totalmente, muito dele tomando a forma de novos mundos.

Os ciclos de vida das estrelas

Os ciclos de vida das estrelas

Os gigantes vermelhos e as anãs brancas

Quando uma estrela média como o nosso Sol fica sem hidrogénio para se fundir, a estrela começa a colapsar. Mas a compactação de uma estrela faz com que esta volte a aquecer e é capaz de fundir o pouco hidrogénio que resta numa casca enrolada à volta do seu núcleo. Esta casca ardente de hidrogénio expande grandemente as camadas exteriores da estrela. Quando isto acontece, a estrela transforma-se num gigante vermelho. Quando o nosso Sol entrar na fase gigante vermelha da sua vida, dentro de cerca de 5 mil milhões de anos, será tão grande que Mercúrio será completamente engolido.

O nosso Sol gigante vermelho ainda estará a consumir hélio e a fazer disparar o carbono. Quando o hélio desaparecer, o Sol sucumbirá novamente à gravidade. Quando o núcleo se contrair, provocará uma libertação de energia e o Sol tornar-se-á um gigante ainda maior com um raio para além da órbita da Terra.

Red estrela gigante rodeada por bolha de gás
U Camelopardalis, ou abreviadamente U Cam, é uma estrela próxima do fim da sua vida. À medida que as estrelas ficam com pouco combustível, tornam-se instáveis. A cada poucos milhares de anos, o U Cam começa a tossir uma casca de gás quase esférica como uma camada de hélio à volta do seu núcleo. O gás ejectado na estrela é claramente visível nesta imagem como uma ligeira bolha de gás à volta da estrela gigante vermelha. Crédito da imagem: ESA/NASA

Após cerca de um bilião de anos como gigante vermelho, o Sol terá ejectado as suas camadas exteriores até que, eventualmente, o seu núcleo estelar seja exposto. Este núcleo morto (em termos de fusão nuclear), mas ainda ferozmente quente, é chamado de anão branco. As anãs brancas são aproximadamente do tamanho da Terra, apesar de conterem a massa de uma estrela. A pressão dos electrões de movimento rápido impede que estas estrelas continuem a colapsar. Quanto mais maciço for o núcleo, mais densa é a anã branca que se forma. Assim, quanto menor for o diâmetro de uma anã branca, maior será a sua massa! As anãs brancas desvanecem-se em esquecimento ao longo de muitos biliões de anos à medida que arrefecem gradualmente.

Este destino aguarda apenas as estrelas com uma massa até cerca de 1,4 vezes superior à massa do nosso Sol. Acima dessa massa, a pressão dos electrões não pode suportar o núcleo contra um maior colapso. Tais estrelas sofrem um destino diferente.

As anãs brancas podem tornar-se novae

Se uma anã branca se formar num sistema binário ou de múltiplas estrelas, pode experimentar uma morte mais agitada como uma nova. Nova é o latim para “nova” – novae era uma vez pensada como sendo novas estrelas no acto de nascer. Hoje, entendemos que são estrelas muito antigas – anãs brancas. Se uma anã branca estiver suficientemente próxima de uma estrela companheira, a sua gravidade pode arrastar a matéria (sobretudo hidrogénio) das camadas exteriores dessa estrela para si própria, acumulando-se na sua superfície. Quando se acumula hidrogénio suficiente na superfície, uma explosão de fusão nuclear irrompe, fazendo com que a anã branca brilhe substancialmente e ejete o seu material remanescente. Em poucos dias, o brilho diminui e o ciclo recomeça. Por vezes, particularmente as anãs brancas maciças (as que se aproximam do limite de massa solar de 1,4) podem acumular tanta massa desta forma que caem e explodem completamente, tornando-se o que é conhecido como uma supernova.

Indo supernova

imagem de uma supernova
A morte de uma estrela é vista numa supernova, uma explosão tão brilhante que pode superar a luz de uma galáxia inteira. Esta supernova em particular era do tipo Ia, que ocorre quando uma estrela anã branca puxa material de, ou se funde com, uma estrela companheira próxima até que uma violenta explosão seja desencadeada. A estrela anã branca é obliterada, enviando os seus detritos para o espaço. Crédito da imagem: raio X: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Óptico: DSS

Stars mais de oito vezes a massa do nosso Sol estão destinados a morrer numa explosão titânica chamada supernova. Uma supernova não é apenas uma nova maior. Numa nova, apenas a superfície da estrela explode. Numa supernova, o núcleo da estrela desmorona e depois explode. Nas estrelas maciças, uma série complexa de reacções nucleares leva à produção de ferro no núcleo. Tendo alcançado o ferro, a estrela espremeu toda a energia que podia da fusão nuclear. A estrela já não tem qualquer forma de suportar a sua própria massa, e o núcleo de ferro desmorona. Em apenas alguns segundos, o núcleo encolhe de cerca de 5.000 milhas de diâmetro para apenas uma dúzia, e os picos de temperatura atingem 100 mil milhões de graus ou mais. As camadas exteriores da estrela começam inicialmente a colapsar juntamente com o núcleo, mas recuperam-se com a enorme libertação de energia e são atiradas violentamente para fora. As supernovas libertam uma quantidade de energia quase inimaginável. Durante um período de dias a semanas, uma supernova pode brilhar mais do que uma galáxia inteira. Da mesma forma, todos os elementos naturais e um rico conjunto de partículas subatómicas são produzidos nestas explosões.

Neutrões e pulsares

Se o núcleo estelar em colapso no centro de uma supernova contiver entre cerca de 1,4 e 3 massas solares, o colapso continua até que electrões e prótons se combinem para formar neutrões, produzindo uma estrela de neutrões. As estrelas de nêutrons são incrivelmente densas. Por conter tanta massa embalada num volume tão pequeno, a gravidade à superfície de uma estrela de neutrões é imensa. Tal como as anãs brancas, se uma estrela de neutrões se formar num sistema estelar múltiplo, pode acumular gás, retirando-o de companheiros próximos.

As estrelas de nêutrons também têm poderosos campos magnéticos que podem acelerar partículas atómicas em torno dos seus pólos magnéticos, produzindo poderosos feixes de radiação. Esses feixes varrem-se como holofotes maciços à medida que a estrela gira. Se tal feixe for orientado de modo a apontar periodicamente para a Terra, observamo-lo como pulsos regulares de radiação que ocorrem sempre que o pólo magnético varre para além da nossa linha de visão. Neste caso, a estrela de neutrões é conhecida como um pulsar.

Buracos negros

Se o núcleo estelar colapsado for maior do que três massas solares, colapsa completamente para formar um buraco negro: um objecto infinitamente denso cuja gravidade é tão forte que nada pode escapar, nem mesmo a luz.

Porque os fotões são o que os nossos instrumentos são concebidos para ver, os buracos negros só podem ser detectados indirectamente. Observações indirectas são possíveis porque o campo gravitacional de um buraco negro é tão poderoso que qualquer material próximo – muitas vezes as camadas exteriores de uma estrela companheira – é apanhado e arrastado para dentro. Como espiral de matéria num buraco negro, forma um disco, chamado disco de acreção, que é aquecido a enormes temperaturas, emitindo quantidades copiosas de raios X e raios gama que indicam a presença do companheiro oculto subjacente.

Buracos negros que são silenciosos e não se “alimentam” activamente em discos de acreção também podem ser detectados indirectamente, observando os movimentos das estrelas próximas. Por exemplo, os astrónomos observam o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, observando como as estrelas próximas se movimentam a velocidades espantosas só possíveis sob a influência de um objecto incrivelmente maciço, mas invisível.

Dos restos, surgem novas estrelas e planetas

A poeira e detritos deixados por novae e supernovae, bem como por gigantes vermelhos que sopram das suas camadas exteriores, acabam por se misturar com o gás e poeira interestelar circundantes, formando novas nebulosas. Os produtos criados nos fins da vida das estrelas enriquecem as galáxias com elementos pesados e compostos químicos. Eventualmente, esses materiais são reciclados, fornecendo os blocos de construção para novas gerações de estrelas e sistemas planetários.

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