É possível que uma estrela se transforme em um planeta?

As estrelas são objetos celestes feitos essencialmente de hidrogénio, com quantidades abundantes de hélio e uma pequena percentagem de outros elementos químicos, que têm massa suficiente para que os seus núcleos atinjam temperaturas superiores a 4 milhões de graus Celsius. Este é um valor suficientemente elevado para iniciar a fusão nuclear de átomos mais leves em elementos mais pesados.

Os planetas, por outro lado – como os encontrados no nosso Sistema Solar – podem ser rochosos ou gasosos, mas não têm massa suficiente para atingir temperaturas suficientes nos seus núcleos para iniciar reações de fusão nuclear.

Representação artística de um sistema estelar jovem.Fonte: NASA

Se a massa é um factor predominante no início das reacções nucleares, seria possível remover a massa de uma estrela para parar este processo e arrefecê-la para que se torne um planeta?

À primeira vista, isto pode parecer bastante improvável, já que não existem muitas coisas capazes de subtrair tanta massa de algo tão compacto como uma estrela. Porém, não só o Universo tem meios para fazer isso, como já observamos alguns casos em que esse fenômeno ocorreu. Veja como.

Quando as estrelas se formam, elas não resultam simplesmente em sistemas solares como o nosso, onde uma estrela central é orbitada por corpos menores como planetas, luas, asteróides e outros. Na verdade, alguns sistemas solares formam-se com propriedades semelhantes às nossas, mas estes representam apenas cerca de 50% de todas as estrelas que se formam no Universo. Os 50% restantes estão ligados a sistemas multiestelares: binários, trinários e sistemas múltiplos com um número ainda maior de estrelas.

Sistema estelar binário.Fonte: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), FO Alves et al.

Em geral, em termos de evolução estelar, os sistemas de estrela única são previsíveis e comportam-se de acordo com modelos teóricos: a estrela central queimará o combustível hidrogénio no seu núcleo assim que a fusão nuclear começar, e continuará a fazê-lo. até que o hidrogênio acabe. Neste ponto, a taxa de fusão cai e a pressão da radiação externa não é mais suficiente para manter o núcleo da estrela contra a força da gravidade.

O que acontece a seguir é uma série de eventos importantes. No interior, o núcleo começa a contrair-se à medida que a força gravitacional interna começa a superar a pressão da radiação externa. Assim como uma bola em queda converte energia potencial gravitacional em energia cinética, a contração do núcleo da estrela converte energia potencial gravitacional em energia cinética, e as colisões entre partículas no núcleo convertem rapidamente esta energia cinética em calor.

Representação de estrelas na fase de gigante vermelha.Fonte: NASA

À medida que o núcleo se contrai, porém, ele também esquenta. Este calor se propaga para fora da estrela e faz com que as regiões internas (onde ocorre a fusão) se expandam. À medida que o núcleo, agora composto predominantemente por hélio, se contrai e aquece, uma fina camada de hidrogénio em forma de concha à sua volta começa a fundir-se em hélio, injetando ainda mais calor na estrela.

As camadas mais externas, entretanto, começam a inchar e a se expandir. Com o tempo, a estrela se transformará em uma subgigante, enquanto o núcleo interno ficará cada vez mais quente. Eventualmente, o núcleo interno atinge uma temperatura suficientemente alta para que o hélio possa começar a se fundir em carbono, enquanto as camadas externas tornam-se tão difusas que a estrela evolui para uma gigante vermelha.

MyCn18: A Nebulosa da Ampulheta, um exemplo do fim da vida de uma estrela.Fonte: R. Sahai e J. Trauger (JPL), WFPC2, HST, NASA

Este é o destino de todas as estrelas individuais que nascem com pelo menos 40% da massa do nosso Sol. O que acontecerá a partir de então dependerá da quantidade dessa massa: para estrelas cuja massa inicial é inferior a cerca de 8 vezes a massa do Sol, o nosso Sol, o Sol, acabarão por ejetar as suas camadas exteriores à medida que o seu núcleo se contrai e se transforma. em uma anã branca. Para estrelas cuja massa inicial esteja acima deste limite de massa, elas sofrerão uma série de reações de fusão adicionais, resultando eventualmente em uma supernova cataclísmica. O resultado final de ambas as etapas será um remanescente estelar menos massivo, mas mais denso e muito mais concentrado do que a estrela antecessora que veio antes.

Representação artística da transferência de massa de uma estrela para um remanescente estelar em um sistema duplo.Fonte: NASA

Se este remanescente estiver num sistema duplo, poderá “canibalizar” a sua estrela vizinha, transferindo para si massa suficiente para que a estrela doadora possa perder o seu estatuto de estrela. No Universo, a transição de uma estrela, onde a fusão nuclear era a sua característica definidora, para um objeto sem massa suficiente para iniciar e manter a fusão é uma ocorrência notável.

Entre os mais de 5 mil exoplanetas descobertos, há 3 ex-estrelas na lista: ASASSN-16kr, ASASSN-17jf e SSSJ0522-3505. Estes são objetos cujas camadas externas foram suficientemente arrancadas e roubadas por um remanescente estelar próximo. Todas as três são muito mais massivas que Júpiter e representam o primeiro grupo conhecido de estrelas que perderam massa suficiente para serem rebaixadas ao status planetário.