A morte do Sol

Como o Sol vai inchar até virar uma gigante vermelha e depois se apagar como anã branca

Passo a passo

O Sol hoje

O Sol tem 4,6 bilhões de anos, mais ou menos a metade da sua vida. A cada segundo o seu núcleo transforma cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio, e a energia liberada o mantém brilhando.

No fundo do núcleo, a cerca de 15 milhões de °C, núcleos de hidrogênio se chocam e se fundem em hélio. A cada vez some um pouco de massa, que vira energia, como diz o E = mc² de Einstein: cerca de quatro milhões de toneladas por segundo. Essa energia leva muitos milhares de anos para chegar à superfície que vemos.

Ninguém pode esperar bilhões de anos para ver uma estrela envelhecer, mas nem é preciso. O céu está cheio de estrelas com massa parecida com a do Sol, flagradas em cada fase da vida, de recém-nascidas a mortas. Modelos de computador de como as estrelas funcionam, conferidos com todas elas, contam a história que se segue.

Os tamanhos, as temperaturas e as datas aqui vêm de um desses modelos do Sol, de Klaus-Peter Schröder e Robert Connon Smith, que o acompanha até ele soltar a última das suas camadas externas.

Cada vez mais brilhante

À medida que o hélio se acumula no seu núcleo, o Sol vai ficando mais brilhante, cerca de 10% a cada bilhão de anos. Daqui a cerca de um bilhão de anos, isso bastará para ferver os oceanos da Terra.

O hélio, a cinza do fogo do Sol, se acumula no núcleo. Isso o aperta mais e o aquece, então o hidrogênio se funde mais depressa e o Sol brilha mais. Quando nasceu, ele brilhava só cerca de 70% do que brilha hoje.

O anel verde é a zona habitável, onde um planeta como a Terra poderia manter água líquida. Conforme o Sol fica mais brilhante, o anel se afasta. Daqui a cerca de um bilhão de anos a sua borda interna passa pela Terra: o ar se enche de vapor de água, que retém mais calor, e os oceanos começam a ferver. No alto da atmosfera, a luz do Sol quebra a água, e o seu hidrogênio escapa para o espaço.

No fim desta fase, daqui a cerca de 5,4 bilhões de anos, o Sol brilhará quase o dobro de hoje, e a zona habitável terá se afastado até a órbita de Marte.

O núcleo se esgota

Daqui a cerca de 5,4 bilhões de anos o hidrogênio do núcleo acaba. O núcleo encolhe e esquenta, o hidrogênio continua queimando numa camada ao redor dele, e as camadas externas do Sol começam a inchar.

Sem combustível no centro, o núcleo de hélio não consegue se sustentar e começa a encolher. Ao ser comprimido, ele esquenta, e esse calor acende o hidrogênio numa camada fina ao redor, que queima mais depressa do que o núcleo jamais queimou.

A energia extra empurra para fora as camadas externas do Sol. Elas esfriam ao se espalhar, e o Sol passa de branco-amarelado para laranja. O círculo tracejado mostra o seu tamanho de hoje.

Toda estrela chega a este ponto quando acaba o hidrogênio do seu núcleo, e quanto mais pesada, mais cedo. Uma estrela com o dobro da massa do Sol chega aqui em cerca de um bilhão de anos; as menores anãs vermelhas vão brilhar por trilhões de anos, muito mais do que o universo existe até hoje.

Uma gigante vermelha

A gravidade na sua superfície será cerca de cem mil vezes mais fraca que hoje. Ali, gás fervente sobe em poucas células gigantes, cada uma quase tão larga quanto a distância da Terra ao Sol. Em 2017 o telescópio VLT, no Chile, viu células assim na gigante vermelha π¹ Gruis.

Presa com tão pouca força, a superfície escapa com facilidade. Um vento forte leva um terço da massa do Sol antes que ele chegue ao tamanho máximo. Com menos massa puxando por eles, as órbitas dos planetas se alargam.

O destino da Terra

Muito antes disso, a Terra será um mundo queimado e derretido: quando o Sol for mil vezes mais brilhante que hoje, o calor que chega à Terra bastará para derreter rocha.

Um planeta perto de uma estrela gigante levanta nela um bojo, assim como a Lua levanta marés nos oceanos da Terra. A atração desse bojo freia o planeta, que cai em espiral. No modelo de Schröder e Smith isso vence o alargamento da órbita da Terra, e a Terra é engolida um milhão de anos depois de Vênus.

Outros modelos, com quantidades diferentes de perda de massa, deixam a Terra escapar numa órbita mais larga. É uma disputa apertada, e a resposta depende de como as gigantes perdem massa, algo que ainda está sendo medido.

O flash de hélio

No topo, o núcleo chega a cerca de 100 milhões de °C e o seu hélio começa a se fundir de uma vez, num clarão. Depois o Sol encolhe para cerca de 11 vezes o seu tamanho atual e queima hélio por mais de cem milhões de anos.

O hélio precisa de cerca de 100 milhões de °C para se fundir em carbono e oxigênio. A essa altura o núcleo de hélio do Sol está tão comprimido que, ao esquentar, não se expande nem esfria, como faria um gás. Então, assim que o hélio começa a se fundir, dispara: por alguns segundos o núcleo produz tanta energia quanto uma galáxia inteira.

Nada disso sai. A energia é gasta em afrouxar o núcleo, e na superfície nada aparece. Depois o núcleo queima o seu hélio com calma e o Sol se acomoda, muito menor que como gigante vermelha, mas ainda cerca de 50 vezes mais brilhante que hoje.

Estrelas nesta fase são comuns. Nos gráficos de cores e brilhos das estrelas elas se juntam num aglomerado, ou, em aglomerados estelares antigos, se alinham numa faixa que os astrônomos chamam de ramo horizontal.

Gigante de novo

Quando o hélio do núcleo também acaba, o Sol volta a inchar até virar uma gigante, agora ao redor de um núcleo de carbono e oxigênio. A cada cem mil anos, mais ou menos, as suas camadas em chamas se inflamam, e ele expele as suas camadas externas.

Agora o hélio queima numa camada ao redor do núcleo de carbono e oxigênio, e o hidrogênio em outra camada por fora. As duas se revezam: a camada de hidrogênio acumula hélio até que a camada de hélio se inflama, um pulso térmico, e depois tudo se acalma de novo.

Desta vez o Sol cresce até cerca de 180 vezes o seu tamanho atual, menos que como gigante vermelha, então Marte e os planetas além dele são poupados. Ele perde quase um quinto da massa que lhe resta, num vento lento de gás e poeira.

Gigantes moribundas como esta ficam envoltas em camadas de gás e poeira. Ao redor da gigante vermelha R Sculptoris, o telescópio ALMA viu uma camada expelida num desses pulsos. Boa parte da poeira da nossa galáxia se formou em ventos como esses.

Uma nuvem brilhante

As nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas: nos primeiros telescópios pareciam redondas, como planetas. Milhares são conhecidas na nossa galáxia, cada uma o último suspiro de uma estrela como o Sol.

O núcleo exposto brilha sobretudo em luz ultravioleta, que arranca elétrons dos átomos do gás. Quando os átomos capturam elétrons de novo, cada elemento brilha com as suas próprias cores: o oxigênio verde-azulado perto do núcleo quente, o hidrogênio e o nitrogênio vermelhos mais longe. As cores aqui seguem esse padrão, como nas nebulosas reais.

Por muito tempo os astrônomos acharam que uma estrela tão leve quanto o Sol não conseguiria formar uma nebulosa visível: o seu núcleo esquentaria devagar demais, e o gás se dispersaria antes de ser iluminado. Modelos mais novos, publicados em 2018, mostram que ele esquenta rápido o bastante. A nebulosa do Sol será fraca, mas brilhante o bastante para ser vista de outras galáxias.

O gás voa para fora a dezenas de quilômetros por segundo. Depois de cerca de 10.000 anos ele está rarefeito demais para brilhar e se espalha pela galáxia, onde talvez um dia faça parte de novas estrelas e planetas.

Uma anã branca

Uma anã branca é tão densa que uma colher de chá dela pesaria mais ou menos o mesmo que um carro. Só os seus elétrons a sustentam: apertados o máximo que a natureza permite, resistem a ser comprimidos ainda mais.

Há um limite para o que os elétrons conseguem sustentar. Nenhuma anã branca pode ter mais de cerca de 1,4 sóis: acima disso até eles cedem, e a estrela colapsa ainda mais.

Sirius B, a companheira da estrela mais brilhante do céu noturno, é uma anã branca como esta, com massa parecida com a do Sol e menor que a Terra.

Apagando-se devagar

Os planetas que sobrevivem giram ao redor da anã branca em órbitas quase duas vezes mais largas que as de hoje. Ao longo de bilhões de anos ela esfria e se apaga. Nenhuma anã branca do universo teve tempo ainda de ficar escura.

Uma anã branca só brilha com o calor que lhe resta. No começo esfria depressa, depois cada vez mais devagar. As anãs brancas mais velhas que conhecemos estão esfriando há cerca de dez bilhões de anos e ainda brilham fracamente. Esfriar até virar uma anã negra, fria e escura, levaria muito mais tempo do que o universo existe até hoje.

Sobre muitas anãs brancas cai poeira rochosa, os destroços dos seus asteroides e planetas. Algumas ainda têm planetas: em 2020 foi descoberto um planeta do tamanho de Júpiter girando ao redor da anã branca WD 1856+534.