É possível que uma estrela se transforme em um planeta?

Estrelas e planetas são corpos celestes presentes no Universo e são bem diferentes. As estrelas são essencialmente feitas de hidrogênio, hélio e uma pequena porcentagem de outros elementos químicos.

Os planetas podem ser rochosos ou gasosos, como temos no nosso Sistema Solar, por exemplo. Além dessa diferença, vemos muitos outros pontos que separam esses elementos do espaço em categorias distintas.

Leia mais:

Portanto, pensar que uma estrela possa, em algum momento, se transformar em um planeta parece ser uma ideia muito complexa. Saiba mais sobre o assunto abaixo.

Diferenças fundamentais entre estrelas e planetas

Além da composição, há outro ponto importante que diferencia estrelas e planetas: o primeiro tem massa grande o suficiente para que seu núcleo atinja temperaturas acima de 4 milhões de graus Celsius.

Este valor é alto o suficiente para iniciar a fusão nuclear de átomos mais leves em elementos mais pesados. Por outro lado, os planetas não têm massa suficiente para atingir temperaturas tão elevadas nos seus núcleos que possam começar as reações de fusão nuclear.

Uma estrela pode se tornar um planeta?

Considerando que a massa é fator predominante no início das reações nucleares, seria possível reduzir a massa de uma estrela para que esse processo seja interrompido, deixando-a mais fria para que se transforme em planeta?

Isto parece improvável, uma vez que não existem muitas maneiras de subtrair tanta massa de um elemento tão compacto como uma estrela. Porém, o Universo tem como fazer isso, e já observamos casos em que o fenômeno aconteceu.

Energia gravitacional: a força que mantém a estrela viva

Em termos de evolução estelar, em geral, sistemas com estrelas únicas são previsíveis e se comportarão de acordo com modelos teóricos. Portanto, a estrela central queima combustível de hidrogênio em seu núcleo assim que a fusão nuclear começa, e continuará o processo até que o hidrogênio acabe.

Como resultado, 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. A seguir, uma série de eventos importantes acontecem.

O núcleo começa a se contrair por dentro, à medida que a força gravitacional interna começa a superar a pressão de radiação externa. A contração do núcleo da estrela converte a energia potencial gravitacional em energia cinética, e as colisões entre as partículas do núcleo convertem rapidamente essa energia em calor.

No entanto, à medida que o núcleo se contrai, ele também aquece, e o calor se propaga para fora da estrela, fazendo com que as regiões internas, onde ocorre a fusão, se expandam. O núcleo, agora feito predominantemente de hélio, contrai-se e aquece, enquanto uma fina camada de hidrogénio em forma de concha à sua volta começa a fundir-se em hélio, o que injeta ainda mais calor na estrela.

As camadas mais externas começam a inchar e a se expandir. A estrela se transformará em uma subgigante com o tempo, à medida que o núcleo interno ficar cada vez mais quente. A certa altura, o núcleo interno atinge uma temperatura suficientemente alta para que o hélio comece a se fundir em carbono. As camadas externas tornam-se tão difusas que a estrela se torna uma gigante vermelha.

O destino das estrelas e o fenômeno das antigas estrelas

Todas as estrelas isoladas que nasceram com pelo menos 40% da massa do nosso Sol têm esse destino, e o que acontece a partir daí depende da quantidade dessa massa. Estrelas com uma massa inicial inferior a cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol acabarão por ejetar as suas camadas exteriores, enquanto o seu núcleo se contrai e se transforma numa anã branca.

Estrelas com massa inicial acima deste limite de passagem sofrerão uma série de reações de fusão adicionais, resultando em uma supernova cataclísmica. O resultado final das duas etapas será um remanescente estelar com menos massa, mas mais denso e mais concentrado do que a estrela que veio antes.

Se o remanescente estiver em um sistema duplo, ele pode “alimentar-se” de sua estrela vizinha, transferindo para si massa suficiente para que a estrela doadora deixe de ser uma estrela. No Universo, a transição de uma estrela, onde a fusão nuclear era a sua principal característica, para um objeto sem massa para iniciar e manter a fusão é uma ocorrência notável.

Há 3 ex-estrelas nesta lista, entre os mais de 5 mil exoplanetas descobertos: ASASSN-16kr, ASASSN-17jf e SSSJ0522-3505. Esses objetos tiveram suas camadas externas suficientemente arrancadas e roubadas por um remanescente estelar próximo.

Todos os três são mais massivos que Júpiter e representam o primeiro grupo conhecido de estrelas que perderam massa suficiente para serem rebaixados ao status de planeta.