Um dia destes encontrei um novo
amigo fã incondicional dos mistérios que se situam fora da nossa atmosfera. É
sempre uma alegria enorme que me preenche o coração conhecer alguém que é doido
por buracos negros… Por estrelas de neutrões… Por quasares… Por nebulosas…
Enfim! Por todos aqueles objectos nos quais não podemos tocar mas que estão lá
ao longe. Foi graças a ele que decidi escrever este post e expor aos
leitores deste blog o que de mais estranho está lá fora. Aposto que se
vai interessar pelo tema tanto quanto eu e vai tentar aprofundar mais os seus
conhecimentos acerca do mesmo. Tenho a certeza que sim pois, afinal de contas,
quem não fica fascinado pelo nosso universo e pelo que nele existe, é porque
ainda não se apercebeu de como ele é…
Vamos começar pelo princípio,
não de todos os tempos (deixarei o Big Bang para outra altura) mas sim do mais
simples. Se começarmos pelo conceito simples de Estrela, a fazer lembrar o nosso
querido Sol, vamos enveredar por um caminho com apeadeiros nos maiores colossos
da nossa galáxia, nas nuvens de poeiras e gases (e álcool também) a fazer
lembrar borboletas, anéis e pilares, nos pequeníssimos faróis agitados e
mortíferos e nos devoradores astros negros pois, de buraco, não têm nada.
O comboio chegou a uma hora
perfeita. Vamos?!
ESTRELAS
VIVAS PARA TODAS AS CIRCUNSTÂNCIAS
O mecanismo
e a variedade das verdadeiras fontes de vida.
Estamos, imagine, no ano
2080. Restam apenas poucas jazidas de petróleo no nosso planeta. Contudo,
apesar de ainda existir, a sua extracção cessou por completo. A humanidade
sofreu uma autêntica revolução energética, no bom sentido da palavra. Uma
fonte praticamente inesgotável permite um avanço tecnológico sem
precedentes, electricidade a custos reduzidíssimos e um ambiente sem
poluição, nem efeito de estufa, nem buracos na camada de ozono. Estamos no
início da Era da Fusão Nuclear. Finalmente o homem conseguiu produzir
energia da mesma forma que o nosso Sol produz a sua. Mas como funciona? Bem!
Para responder a essa questão, felizmente não é necessário viajar ao futuro…
Essa resposta já nós a conhecemos.
Tal como é sugerido na
expressão “Fusão Nuclear”, o processo é, de uma forma muito grosseira, um
oposto das reacções produzidas nas centrais nucleares existentes na
actualidade. Numa central nuclear, substâncias radioactivas, como o urânio,
são decompostas em substâncias mais leves. Esse processo baseia-se na fissão
nuclear, que significa “divisão do átomo”. Trata-se de uma reacção em cadeia
e perigosíssima pois basta, em teoria, um neutrão apenas para desencadear
uma explosão fora de controlo. Ao bombardear um átomo de urânio-235
(escreve-se 235U) com um neutrão, o átomo muda a sua massa para
236, isto é 236U, que constitui um átomo instável. Este novo
átomo divide-se então em dois mais pequenos. Nesta divisão há libertação de
energia armazenada no núcleo-mãe e de mais neutrões livres. Se houver mais
urânio, esses neutrões livres libertados vão bombardear novos átomos e
provocar uma reacção em cadeia. A energia libertada no processo é então
convertida em electricidade se estivermos a falar de uma central nuclear ou
numa onda de choque e calor monstruoso se estivermos a falar da bomba
atómica. Os átomos restantes, o chamado lixo nuclear, podem ser de vários
tipos alguns dos quais bastante perigosos.
No interior de uma estrela
a reacção química é, de uma forma geral, contrária a esta. Isto é, átomos
pequenos fundem-se em partículas maiores. Nessa reacção existem partículas
que se transformam em energia de acordo com a conversão famosa E = mc2,
a conhecida equação de Einstein (c representa a velocidade da luz no vácuo:
299792458 metros por segundo). Segundo esta equação, a matéria e a energia
são, no fundo, duas formas diferentes da mesma coisa. O seu impacto é
avassalador porque implica que a quantidade de energia armazenada numa
partícula é enorme.
Façamos umas contas para
compreender. Para isso vamos imaginar que conseguimos converter 3 toneladas
de lixo em energia com uma eficácia de apenas 1%. A equação de Einstein
mostra-nos que a energia libertada pelo processo é igual a:
E = 0,01 x 3000 x
2997924582 = 2.696.265.536.210.452.920 joules
Para compreender a dimensão
de 2.696.265.536.210.452.920 joules deixo-lhe a noção de que este
valor é aproximadamente o gasto energético em dois dias de TODO o planeta. E
isto com uma eficácia de apenas 1%!!
Digamos que, agora, é fácil
compreender porque é que o nosso Sol liberta tanta energia, não? Mas para o
deixar ainda mais informado, vamos investigar o que se passa no interior da
nossa estrela a nível atómico. No interior do Sol a temperatura é tão
elevada que o hidrogénio, a partícula mais simples da natureza –
constituída na sua forma habitual por um protão e um electrão
– ioniza na forma H+.
A sopa de protões livres no
interior do Sol constitui aquilo a que os cientistas chamam de plasma,
também conhecido por quarto estado da matéria. Chamaremos então aos protões
H+ e aos electrões e–. É neste momento que a reacção
de fusão nuclear vai começar e uma amálgama de partículas novas vão
aparecer… A primeira reacção de todas é a fusão de dois protões H+.
Quando tal acontece a força nuclear fraca, uma das quatro forças que ditam
as leis do nosso universo, transforma um dos protões num neutrão.
Podemos inclusive dizer que um dos protões perde a sua carga. Essa carga
perdida é libertada na forma de um “electrão especial” pois tem carga
positiva. Chamamos a esta partícula positrão ou anti-electrão
(e+). Resulta ainda da reacção um neutrino (ve)
por cada par de protões fundidos. Os positrões, por sua vez, vão
aniquilar-se com os electrões livres resultantes de ionização do hidrogénio,
gerando energia de acordo com a equação de Einstein sob a forma de
fotões-gama (γ). Ao átomo resultante da fusão dos dois protões chamamos
deutério e representamos por 2H.
A reacção continua com a
fusão do 2H produzido na primeira fase com um novo protão livre H+.
Nesta já não há a perda de carga de protão algum, pelo que o novo átomo terá
dois protões e um neutrão. Esta nova partícula é um isótopo leve do hélio
(representa-se por 3He). Passou a ser uma nova substância uma vez
que o seu número atómico aumentou de 1 para 2 (o número atómico de um átomo
é o número de protões do seu núcleo). Desta nova reacção resulta ainda um
fotão-gama.
Feitas as contas, no final
desta reacção, por cada três átomos de hidrogénio há a produção de um átomo
de 3He, um neutrino, dois electrões livres e energia na forma de
três fotões-gama. Parece muito pouco comparada com a imensa quantidade de
energia libertada pelo Sol… Mas relembre que a nossa estrela possui triliões
de triliões de partículas de hidrogénio ionizado… Contudo a reacção completa
não termina aqui. Os neutrinos libertados também transportam energia mas
estes não interagem com a matéria portanto não afectam nem a temperatura do
Sol nem a temperatura do que o rodeia.
Reacções semelhantes de
fusão vão transformar os núcleos de 3He em núcleos de 4He
constituídos por dois neutrões e dois protões cada um. Esta fase da reacção
pode ocorrer de três formas diferentes:
• ANÃS AMARELAS
Esta é a reacção dominante
na produção de hélio no nosso Sol que tem uma temperatura, no seu núcleo,
compreendida entre os 10 e os 14 milhões de graus centígrados. Dois isótopos
leves de hélio (3He) combinam-se e formam um núcleo de hélio
estável constituído por dois neutrões e por dois protões. Desta reacção
resultam, evidentemente, dois protões livres que podem recomeçar a reacção
(a partir da primeira fase) e recombinar-se libertando mais energia.
Além do nosso Sol, existem
inúmeras estrelas na nossa galáxia onde esta fase da reacção é dominante (as
Anãs Amarelas). Umas das mais idênticas (e mais próximas) é a estrela Tau
Ceti a apenas 11,9 anos-luz de distância (113 biliões de quilómetros). Dada
a sua parecença com o Sol esta estrela foi uma das primeiras escolhidas por
Frank Drake no projecto OZMA que visava detectar sinais de rádio vindos dos
espaço e de supostas civilizações alienígenas no início dos anos 60. Apesar da
falta de sucesso na obtenção de tais sinais o projecto foi o precursor do
conhecidíssimo plano SETI.
•
ESTRELAS
BRANCAS
Nas
estrelas um pouco mais quentes que o nosso Sol (com um núcleo temperado
entre os 14 e os 23 milhões de graus centígrados) os núcleos estáveis de
hélio resultantes da reacção anterior combinam-se com os isótopos 3He.
Nesta reacção há formação de elementos mais pesados: um isótopo de
berílio (7Be) e um isótopo de lítio (7Li).
Estes, por sua vez, dividem-se em átomos de hélio estável num processo de
fissão nuclear.
Destas estrelas (normalmente
intituladas de Estrelas Brancas), um pouco maiores que o Sol, vou dar
destaque a Sirius, a estrela mais brilhante do nosso firmamento. Situa-se
ainda mais perto de nós que Tau Ceti, a cerca de 8,6 anos-luz (81,5
biliões de quilómetros). Não é, de todo, a estrela mais brilhante da nossa
galáxia. Apenas detém esse título no nosso céu por estar muito próxima.
Sirius tem ainda uma pequena estrela companheira (uma Anã Branca) detectável
apenas com telescópios de grande resolução dada a diferença entre os seus
brilhos. Por existirem indícios de que civilizações terrestres antepassadas já
tinham conhecimento do facto de Sirius ser, na verdade, um sistema duplo
de estrelas (muito antes da invenção do telescópio), este monstro da constelação
de Cão Maior tem sido alvo de especulação pelos seguidores do fenómeno OVNI e
inspirado muitos autores de ficção científica.
• GIGANTES AZUIS
Nos núcleos estrelares com
temperaturas superiores a 23 milhões de graus centígrados, a fusão mais
frequente dos núcleos de 3He em núcleos de hélio estáveis é
ligeiramente diferente da anterior. Nesta o isótopo de berílio ganha um
protão e transforma-se em boro (8B) que, por sua vez,
perde carga e transforma-se num núcleo estável de berílio. A sua fissão
posterior origina dois núcleos estáveis de hélio.
É no interior
das chamadas Gigantes Azuis que esta reacção é mais frequente. Uma das
maiores, que são visíveis a partir do nosso planeta, é Rigel, na
constelação de Orionte. Situa-se a 775 anos-luz de distância (7300 biliões de
quilómetros). O tamanho de Rigel excede a capacidade imaginativa da mente
humana (o seu diâmetro é cerca de 73 vezes maior que o diâmetro do nosso Sol).
Em termos relativos, Rigel revela a sua grandiosidade no seguinte esquema
comparativo:
A estrela Rigel é
facilmente identificada no céu nocturno:
•
ANÃS
VERMELHAS
As reacções de fusão numa
estrela são como um ciclo vicioso uma vez que, quanto mais quente for o seu
núcleo, mais energia é libertada e, por sua vez, tal energia mantém o núcleo
àquelas temperaturas extremas. Essas temperaturas também estão relacionadas
com o tamanho da estrela pois quanto maior esta é, mais hidrogénio possui
para consumir. É este o factor que justifica a curta vida das estrelas
gigantes azuladas, tais como Rigel. Desta forma, uma estrela mais
pequena que o nosso Sol é também mais fria (e mais duradoura) uma vez que
consome o seu hidrogénio mais lentamente. É neste grupo que se incluem as
Anãs Vermelhas, as estrelas mais vulgares na nossa galáxia.
A estrela mais próxima do
nosso sistema solar, a Proxima Centauri, é uma Anã Vermelha. Faz
parte do sistema triplo de estrelas Alpha Centauri. Infelizmente este
sistema não é visível do território português dada a sua declinação.
No esquema a estrela
Proxima Centauri é imperceptível. Apenas os telescópios mais potentes
conseguem distingui-la. Situa-se a apenas 4,2 anos-luz de distância (40
biliões de quilómetros). Supõe-se que existem até objectos da Nuvem de Oort,
a zona periférica do nosso sistema solar, mais longínquos do nosso Sol que
da Proxima Centauri. Sem dúvida, o sistema Alpha Centauri
será, num futuro indeterminado, o primeiro sistema extra-solar a ser
visitado pela humanidade.
•
ANÃS
CASTANHAS
Ainda mais pequenas que as
Anãs Vermelhas são as Anãs Castanhas. Estas são tão pequenas que o
núcleo nunca atingiu a temperatura suficiente para desencadear a fusão do
hidrogénio em hélio. Daí o nome “Estrelas Falhadas”.
Por serem incrivelmente
débeis, a sua existência foi confirmada apenas em 1995 pelo telescópio
espacial Hubble. Na constelação da Lebre foi detectada uma Anã Castanha a
orbitar a estrela Gliese 229. Foi então baptizada de Gliese 229B.
Situa-se a 18,8 anos-luz de distância (178 biliões de quilómetros).
FONTE: NASA/JPL (Hubble Space
Telescope; 17 de Novembro de 1995; criado por NASA; domínio público)
Na figura está indicado o
sistema duplo Gliese 229. A resolução das duas estrelas é apenas possível
nos telescópios mais potentes do planeta, entre os quais o famoso Hubble
do qual se mostra a fotografia tirada em 1995 que comprovou a existência das
Anãs Castanhas.
Relembremos, nesta altura os
vários tipos de estrelas activas existentes na nossa galáxia:
OS ÚLTIMOS
DESABAFOS ESTELARES
Os
verdadeiros titãs e os seus descendentes.
Quando uma estrela consome
todo o seu hidrogénio começa a fundir o hélio em elementos mais pesados tais
como carbono (C) e oxigénio (O). Estes elementos são
fundamentais na estrutura das moléculas orgânicas! Na verdade supõe-se que
os elementos que deram origem à vida existentes na sopa primordial do nosso
próprio planeta foram criados, efectivamente, nos núcleos de estrelas ainda
mais antigas que o nosso sistema solar.
•
GIGANTES
VERMELHAS
Esta nova reacção de fusão,
que se começa a realizar no núcleo estelar, é ainda mais energética que a
fusão do hidrogénio em hélio. Tudo começa com a fusão do hélio em carbono,
reacção de onde resultam dois fotões-gama altamente energéticos.
Numa segunda fase da reacção,
os núcleos de carbono combinam-se com núcleos de hélio dando origem a núcleos de
oxigénio resultando desta nova fusão mais um fotão-gama.
Quando isto acontece começa a
formar-se uma bomba-relógio que pode terminar numa explosão colossal. Isto
porque, à volta do núcleo, ainda existe hidrogénio a fundir-se em hélio. A
energia libertada pela fusão do hélio expande as camadas superiores e a estrela
aumenta de tamanho. Entretanto, a formação de elementos mais pesados no núcleo
faz com que este se contraia devido à gravidade. Origina-se assim uma camada,
entre o núcleo e o exterior, menos densa que estes. Se a estrela for muito
grande a camada exterior acaba por colapsar sobre o núcleo e a estrela explode.
Nas estrelas menos maciças, como o nosso Sol, a massa exterior não é suficiente
para colapsar e a estrela acaba por arrefecer lentamente.
Prevê-se que o nosso Sol comece
a sua fase de inflação, transformando-se numa Gigante Vermelha, daqui a cerca de
4 biliões de anos. Nessa fase, o Sol vai aumentar tanto que engolirá os planetas
Mercúrio e Vénus. Em relação à Terra, os astrónomos não conseguem prever o que
irá acontecer. Ao que tudo indica a posição do nosso planeta marca efectivamente
o limite previsto para o aumento do Sol.
Uma das Gigantes Vermelhas mais
famosas visíveis no nosso céu nocturno é Aldebaran, na constelação do
Touro. Esta estrela representa precisamente o olho do touro, vermelho e
enraivecido. Situa-se a 65 anos-luz de distância (615 biliões de quilómetros). O
seu diâmetro é cerca de 44 vezes maior que o diâmetro do Sol.
•
NEBULOSAS
PLANETÁRIAS E ANÃS BRANCAS
A estrela Aldebaran
é uma gigante pulsante o que sugere que já está a atravessar a segunda fase
da sua inflação. Nesta, o hélio no núcleo estelar acaba por se consumir por
completo. Começam então a formar-se átomos ainda mais pesados a partir da
fusão do carbono e do oxigénio. Daqui resultam elementos como o Magnésio
(Mg), o Sódio (Na), o Néon (Ne), o Silício (Si), o
Fósforo (P), o Enxofre (S) e, em última instância, o Ferro
(Fe), entre outros. Nesta fase o núcleo estelar aquece ainda mais e, na
camada à volta do núcleo, onde outrora o hidrogénio se fundira em hélio,
este começa agora a queimar-se em carbono e oxigénio. Nas camadas mais
afastadas do núcleo, o hidrogénio começa a fundir-se em hélio. É durante
esta altura que a estrela utiliza os recursos das três reacções em
simultâneo, o que faz com que aumente ainda mais de tamanho agora de uma
forma semelhante a um balão, inchando mais rápido durante alguns períodos
(como quando nós expiramos para dentro do balão) e parando a sua inflação
durante os outros intervalos de tempos (como quando nós inspiramos). É
preciso ter sempre presente que os materiais pesados que vão sendo
produzidos vão também “caindo” em direcção ao núcleo da estrela dado o
efeito da gravidade.
Durante a fase de gigante
vermelha pulsante, a estrela é tão quente e energética que expulsa a sua
camada superior em direcção ao espaço. Estes gases acabam por arrefecer e
formam uma nuvem esférica em torno da estrela. Os astrónomos chamam esta
nuvem de Nebulosa Planetária. O termo planetária nada tem a
ver com planetas. Provém apenas da sua semelhança com os gigantes gasosos do
sistema solar à luz das oculares dos primeiros telescópios. As nebulosas
planetárias são dos objectos mais interessantes que se podem visualizar com
um telescópio. É por isso que deixo aqui três exemplos (o mais difícil foi
escolher apenas três).
FONTE: NASA/JPL AURA/STScl (Hubble
Space Telescope; Outubro de 1998; criado por NASA; domínio público)
A Nebulosa do Anel é
uma das nebulosas planetárias mais famosas. Situa-se a 1800 anos-luz do
nosso sistema solar (17 mil biliões de quilómetros). Foi descoberta em 1779
pelo astrónomo francês Antoine Darquier de Pellepoix.
FONTE: NASA/JPL J.P.Harrington/K.J.Borkowsky
– U. Mariland (Hubble Space Telescope; 18 de
Setembro de 1994; criado por NASA; domínio público)
A Nebulosa do Olho de
Gato situa-se a 3000 anos-luz do nosso sistema solar (28 mil biliões
de quilómetros). É uma das nebulosas mais intensas visíveis a partir do
nosso planeta. A estrela no centro da nebulosa é 10.000 vezes mais brilhante
que o nosso Sol.
FONTE: NASA/JPL AURA/STScl (Hubble
Space Telescope; 24 de Janeiro de 2000; criado por NASA; domínio público)
A Nebulosa do Palhaço
situa-se a 2500 anos-luz de distância (24 mil biliões de quilómetros). Foi
descoberta pelo astrónomo inglês William Herschel em 1787.
Durante a fase de gigante
vermelha pulsante uma estrela pode apresentar um disco de acreção. Tal pode
dever-se a uma rápida velocidade de rotação ou a um desequilíbrio na
homogeneidade da massa estelar (casos muito frequentes quando se tratam de
sistemas binários de estrelas). Se tal acontecer, a matéria expulsa pela
estrela tende a surgir dos pólos da mesma, de acordo com o seu eixo de
rotação. É nestes casos que surgem as Nebulosas Planetárias Bipolares,
nuvens de gases formadas por dois lobos opostos. São tão bonitas que não
podia deixar de mostrar as minhas três favoritas.
FONTE: NASA/JPL Hubble SM4 ERO
Team (Hubble Space Telescope; 27 de Julho de 2009; criado por NASA; domínio
público)
A famosa Nebulosa da
Borboleta dista 3800 anos-luz de distância (36 mil biliões de
quilómetros). Trata-se de uma nebulosa planetária gigantesca, com 2 anos-luz
de extensão (metade da distância do nosso Sol até Próxima Centauri).
Os gases expandem-se a uma velocidade estimada de um milhão de km/h.
FONTE: NASA/ESA (Hubble Space
Telescope; 18 de Outubro de 2006; criado por NASA; domínio público)
A Nebulosa NGC 2346,
a 2000 anos-luz de distância (19 mil biliões de quilómetros) alberga no seu
centro as duas estrelas que lhe deram origem. Trata-se de um sistema binário
em rápida rotação por estarem muito perto uma da outras – demoram cerca de
duas semanas a dar uma volta completa em torno uma da outra. Neste caso a
gigante vermelha não cresceu o suficiente para engolir a sua companheira.
Contudo fê-la cair para uma órbita mais baixa.
FONTE: NASA/ESA (Hubble Space
Telescope; 17 de Dezembro de 1997; criado por NASA; domínio público)
A Nebulosa Saturno
situa-se a a 25.000 anos-luz de distância (237 mil biliões de quilómetros).
Trata-se de uma nebulosa bastante controversa pois é difícil de classificar.
Dada a sua forma alongada, no entanto, a maior parte dos astrónomos
considera-a uma nebulosa bipolar. A sua estrela central aparenta ser cerca
de 20 vezes maior que o nosso Sol.
Após a fase da expulsão das
camadas superiores de uma gigante vermelha e da criação de uma nebulosa
planetária, o material resultante condensa-se no núcleo estelar formando uma
estrela muito pequena, mas muito branca e brilhante. É neste grupo que se
incluem as Anãs Brancas. Estas estrelas, que atravessam agora o
último glamour da sua vida, são incrivelmente densas e pesadas. Uma
colher de chá de matéria retirada de uma Anã Branca pode chegar a pesar
tanto como um autocarro de dois andares. É essencialmente constituída por
carbono e oxigénio resultantes da reacção de fusão do hélio durante a fase
de gigante vermelha. Por serem extremamente pequenas, as Anãs Brancas são
extremamente morosas no que diz respeito ao consumo do seu combustível.
Prevê-se que uma Anã Branca transforma-se lentamente numa Anã Negra
mas esse processo é tão demorado que estima-se que ainda não existam Anãs
Negras no universo conhecido. Este não é velho o suficiente para albergar
Anãs Brancas apagadas.
Uma das Anãs Brancas mais
fáceis de reconhecer no céu nocturno é a 109 Virgo, na constelação de
Virgem. Trata-se de uma estrela branco-azulada a 130 anos-luz do nosso sistema
solar (1230 biliões de quilómetros).
•
SUPERGIGANTES VERMELHAS
Existem gigantes vermelhas
que são tão grandes que tiveram que criar o seu próprio sistema de
classificação. É, aliás, neste tópico que vamos encontrar as maiores
estrelas conhecidas pelo homem. O seu tamanho não só deu origem a um novo
nome, como também origina um final estrondosamente diferente em relação às
vulgares gigantes vermelhas. As reacções químicas nos seus núcleos são
essencialmente iguais às dos núcleos das gigantes vermelhas de «tamanho
normal». No entanto, as espessuras das camadas estelares são maiores e
existe uma maior diferenciabilidade entre as suas densidades. Tal facto
origina um colapso estelar em direcção ao núcleo e uma explosão gigantesca
por vezes capaz de ofuscar uma galáxia inteira. Este fenómeno chama-se
Supernova e acontece apenas com estrelas cuja massa é superior a sete
massas solares.
Tal como numa gigante vermelha,
a energia libertada no núcleo expande as camadas exteriores onde ainda se
processa a fusão do hélio e do hidrogénio. Se a estrela for muito massiva o peso
da camada exterior origina um colapso em direcção ao centro da estrela devido a
diferença de densidades nas várias camadas estelares. Uma supernova é
praticamente imprevisível, apesar de existirem alguns casos prometidos para
breve. Um desses casos chama-se Betelgeuse, uma gigantesca estrela
vermelha na constelação de Orionte. Fica a apenas 430 anos-luz de distância (4
mil biliões de quilómetros).
Existe uma grande controvérsia
em relação a Betelgeuse. A comunidade científica divide-se entre aqueles
que acreditam que a sua explosão está para breve (algures nos próximos mil anos)
e outros que acreditam que a sua longevidade é muito maior. O meu coração
suplica que Betelgeuse dure apenas alguns anos e que eu seja contemplado
com o deslumbre da sua supernova. Prevê-se que, apesar da sua proximidade e do
seu tamanho – na realidade, Betelgeuse é tão grande que, durante as fases
pulsantes de maior inflação, se estivesse no lugar do nosso Sol o seu tamanho
ultrapassaria a órbita de Marte – a sua explosão não constitua risco algum para
o nosso planeta. Mas é certo que irá contemplar-nos com um esplendor memorável!
Ainda maiores que Betelgeuse
são as conhecidas estrelas μ Cephei e vv Cephei, ambas na
constelação de Cefeu. μ Cephei é uma supergigante muito avermelhada. A
sua cor, muito apreciável com a ajuda de um pequeno telescópio, difunde o espaço
à sua volta em tons de vermelho. Descoberta por William Herschel, este deu-lhe o
nome de Estrela Granada. Situa-se a 3000 anos-luz de distância (28 mil
biliões de quilómetros). O seu diâmetro pode chegar a 1800 diâmetros solares, o
que não chega aos 2000 diâmetros solares atingidos por vv Cephei. Esta
gigante vermelha é tão grande que no lugar do nosso Sol chegaria à órbita de
Júpiter. Situa-se a 8400 anos-luz do nosso sistema solar (80 mil biliões de
quilómetros).
Relembremos agora os tipos de
gigantes vermelhas existentes lá em cima:
Quando estas supergigantes
colapsarem sobre o seu próprio núcleo podem dar origem a variados objectos:
desde nebulosas a buracos negros. O colapso estelar pode também libertar
mortíferas explosões de raios-gama (uma verdadeira ameaça ao nosso planeta).
Estrelas de neutrões podem surgir de tais explosões e mais explosões de
raios-gama podem resultar de colisões entre estrelas de neutrões. Apesar de
mortíferas, as supernovas são também fontes de vida e, em algumas nebulosas da
nossa galáxia, podemos assistir ao mágico momento do nascimento de novas
estrelas. Dessas poderão surgir planetas talvez até capazes de gerar vida. É
aqui que vai recomeçar um novo ciclo e uma nova lista de objectos deve ser
criada. Uma lista que carinhosamente vou intitular de “Lá em cima… (segunda
parte)”… Para publicar num futuro próximo! Talvez mesmo antes da explosão de
Betelgeuse…!