Betelgeuse, uma das estrelas visíveis a olho nu mais brilhantes do céu, tem mostrado sinais de escurecimento. Seu brilho vem diminuindo e, por isso, muitos começam a suspeitar que essa supergigante vermelha estaria prestes a se tornar uma supernova – o que, na verdade, não vai acontecer tão cedo. O assunto chegou a circular nas redes sociais recentemente, e talvez alguns tenham se questionado: e se o Sol virasse uma supernova? O que aconteceria conosco?
Supernovas são os eventos explosivos mais brutos do universo. Uma explosão estelar do tipo libera, em apenas alguns segundos, a mesma quantidade de energia que o nosso Sol emitirá durante toda a sua vida útil de 10 a 12 bilhões de anos. Durante alguns dias, o brilho da estrela no processo de supernova pode aumentar 1 bilhão de vezes.
E, bem, caso uma estrela tão próxima de nós quanto o Sol virasse uma supernova, nós morreríamos em pouco tempo. Mas, ao contrário do que se imagina, o trágico fim da nossa civilização não aconteceria em uma onda de explosão, e tampouco seríamos engolidos pela radiação – nosso destino seria selado antes disso, por causa de uma partícula subatômica chamada “neutrino”.
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Estágios de uma supernova
Mas, antes, é preciso explicar o que é uma supernova e quais os seus estágios. Existem diferentes tipos de supernova, mas aquelas causadas pelo colapso do núcleo estelar só podem ocorrer quando uma estrela muitas vezes mais massiva que o nosso Sol fica sem combustível para queimar em seu núcleo.
Durante sua vida, as estrelas estão constantemente fazendo reações de fusão nuclear do hidrogênio para convertê-lo em hélio. Isso é parte da nucleossíntese estelar – o conjunto de reações nucleares onde estrelas fabricam elementos mais pesados. Durante essa parte da vida de uma estrela, a única coisa que impede o colapso do de seu interior devido à enorme força gravitacional é a pressão da radiação causada por essas reações. Quando a estrela queima todo o hidrogênio em seu núcleo, a pressão da radiação cai e a gravidade começa a predominar, causando a contração do núcleo. À medida que se contrai e sua temperatura passa de um limite crítico, a estrela começa a fundir o próximo elemento mais leve disponível, que é o hélio, para produzir carbono.
Nosso Sol também está destinado a passar por este processo de “morte”, daqui a alguns bilhões de anos, no qual ele se expandirá tanto que Mercúrio, Vênus e até mesmo a Terra serão “devorados”. Essa fusão de hélio durará centenas de milhões de anos antes que o Sol fique sem hélio e o núcleo se contraia e esquente novamente. Esse será o fim da linha para o Sistema Solar, pois o Sol não tem massa suficiente para chegar ao próximo estágio, de uma supernova, e começar a fusão de carbono.
Em vez de explodir como uma supernova, o Sol virará uma “bola de cristal” daqui a mais de 10 bilhões de anos. Quando a fusão do hélio acabar, nossa estrela será envolta por uma nebulosa, resfriando-se gradualmente, até se transformar em uma anã branca, estado no qual permanecerá por mais ou menos 5 bilhões de anos. Nesse meio-tempo, o que restar do Sol será reduzido a orbes cada vez menores de gás e, à medida em que esses orbes forem encolhendo, os íons de carbono em seu interior serão “espremidos” até se cogelarem, formando, então, uma estrutura cristalina final.
Em uma estrela muito mais massiva do que o Sol, contudo, após algumas centenas de milhares de anos trabalhando na fusão de hélio, a contração do núcleo permitirá a fusão do carbono, e as coisas mudarão muito rapidamente depois disso. O resultado pode ser a produção de elementos como oxigênio, neônio e magnésio, mas leva centenas de anos para isso ser concluído. Quando o carbono se torna escasso no núcleo, ele se contrai e aquece novamente, levando à fusão de neônio, o que dura cerca de um ano. Em seguida, vem a fusão de oxigênio durante alguns meses e depois a fusão de silício, que dura menos de um dia.
Na fase final da queima do silício, as temperaturas do núcleo podem chegar a 3 bilhões de Kelvin. Estamos no momento crítico, quando o núcleo fica sem silício. Mais uma vez, a pressão cai, mas desta vez não há mais o que fazer. Os elementos produzidos a partir da fusão de silício – tais como cobalto, níquel e ferro – são mais estáveis que os elementos mais pesados com os quais eles se fundem. Uma vez que nada mais é capaz de resistir ao colapso gravitacional, o núcleo implode.
Uma reação de fusão descontrolada ocorre, produzindo basicamente um núcleo atômico gigante feito de nêutrons, enquanto as camadas externas têm uma quantidade enorme de energia injetada nelas. A reação de fusão em si dura apenas cerca de 10 segundos, produzindo uma mistura de fótons, energia cinética explosiva do material, e os neutrinos.
Qualquer um desses três elementos da reação, sozinho, é capaz de varrer qualquer vida planetária ao redor da estrela, mas qual chega primeiro?
As partículas fatais
O neutrino é uma partícula subatômica sem carga elétrica que quase não interage com outras partículas. É extremamente leve, centenas de vezes mais leve que o elétron, e interage com a matéria de forma extremamente débil, apenas por meio da gravidade e da força nuclear fraca. Cerca de 65 bilhões de neutrinos atravessam cada centímetro quadrado da superfície da Terra voltada para o Sol a cada segundo. Eles simplesmente “voam” à velocidade da luz por todas as direções a partir do momento de sua criação na estrela.
Embora já seja a segunda partícula mais abundante do universo conhecido, depois do fóton, em supernova o fluxo de neutrinos aumenta em aproximadamente um fator de 10 quadrilhões, enquanto a energia por neutrino aumenta em torno de um fator de 10. Assim, qualquer criatura viva – de um organismo unicelular a um ser humano complexo – seria fervida de dentro para fora, apenas pelas interações de neutrinos liberados por uma supernova tão próxima de nós quanto o Sol.
(Imagem: Dr. Christopher Burrows/ESA/STScI/NASA/Hubble Heritage team)
Enquanto isso, a luz resultante da explosão só chegaria um pouco depois. É que ela sofre um pequeno atraso na liberação de dentro da supernova, porque ela será produzida no núcleo da estrela, cercado pelas camadas externas. Assim, leva um tempo para que a luz se propague para a superfície mais externa da estrela – a fotosfera -, onde finalmente fica livre para viajar livremente na velocidade da luz pelo espaço.
Em 1987, astrônomos observaram uma supernova a 168.000 anos-luz de distância. Os neutrinos chegaram a três detectores diferentes em todo o mundo, por cerca de 10 segundos. A luz da supernova, no entanto, só começou a chegar horas depois. Se a supernova estivesse perto de nós, tudo na Terra já estaria vaporizado horas antes de as primeiras assinaturas visuais chegarem.
Ou seja, se fosse o Sol se tornando uma supernova, nós sequer saberíamos o que estaria acontecendo quando a morte chegasse. Não há nenhum tipo de proteção contra essa quantidade de neutrinos. Mesmo que houvesse um planeta ou uma estrela de nêutrons no meio do caminho, mais de 50% dos neutrinos ainda chegariam até nós, atravessando tudo pelo caminho e destruindo qualquer forma de vida que porventura existisse no Sistema Solar – mesmo em Plutão – antes de a primeira luz da supernova chegar até nós.
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Fonte: Canaltech
