Benvindos ao meu blog. Só mais um para aumentar a comunidade do blogger.
Como o tempo livre é muito e porque adoro ser irónico, (pois afinal de contas o tempo até nem é muito,
mas se o dissesse já não estava a ser irónico e, como acabei por dizê-lo à mesma, acabo por ser irónico ao afirmar que não o era)
é apenas mais um novo projecto na minha vida. Espero que gostem...

terça-feira, 15 de fevereiro de 2011

Lá em cima… (primeira parte)

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…!