Qual é o objeto mais denso do universo? O mais brilhante? O mais barulhento? Em seu novo livro Extreme Cosmos (Perigee, 2012), o astrônomo Bryan Gaensler revela os recordistas cósmicos destes e de muitos outros títulos. Em um trecho abaixo, do capítulo “Extremes of Temperature”, Gaensler explica a física por trás de algumas das estrelas mais quentes conhecidas:
Todos nós sabemos que se você aquece algo, ele brilha. Um poker em um fogo brilha um laranja baço ou vermelho, enquanto uma lâmpada convencional (incandescente) funciona aquecendo um filamento de tungstênio a vários milhares de graus para que ele brilhe amarelo ou branco. Estes são casos especiais de um processo universal, explicados primeiramente de forma adequada pelo físico alemão Max Planck: Praticamente todos os objectos (seja na Terra ou no espaço) irradiam luz, e a cor desta luz está ligada à temperatura do objecto.
Podemos ver este efeito, conhecido como “lei de Planck da radiação do corpo negro”, em acção sempre que olhamos para as diferentes cores das estrelas. O nosso Sol é uma estrela razoavelmente média. Sua temperatura superficial de 9.900 graus F resulta em uma luz amarelada, assim como as equações de Planck prevêem.
Betelgeuse, uma estrela brilhante na constelação de Orion, é muito mais fria, cerca de 6.900 graus F, e assim mesmo a olho nu tem uma tonalidade vermelha facilmente identificada. A estrela mais brilhante do céu noturno, Sirius (também conhecida como “Dog Star”), tem uma temperatura superficial de cerca de 18.000 graus F, o que lhe dá seu tom azulado.
Mas existem outras estrelas, invisíveis a olho nu, que são muito mais quentes que Sirius. Como veremos um pouco mais adiante neste capítulo, a verdadeira ação está acontecendo no interior do núcleo de uma estrela, onde a fúria da fusão nuclear gera todo o calor e luz de uma estrela por até bilhões de anos. Mas quando uma estrela típica finalmente esgota todo o seu combustível, ela sopra a maior parte de suas camadas externas em uma casca de gás que se expande lentamente, expondo o núcleo central. Esse núcleo, uma pequena bola densa de hélio, carbono e elementos mais pesados, não está mais queimando gás via fusão nuclear, mas ainda é incrivelmente quente. Esta brasa moribunda, conhecida como uma “anã branca”, está agora entre as estrelas mais quentes do Universo, tão quente que ilumina o envoltório circundante de gás expelido para formar uma requintada nuvem brilhante conhecida como uma “nebulosa planetária”
Então, quão quente é uma anã branca recém-formada? O atual recordista está no coração de uma bela nebulosa planetária. Esta nuvem de gás brilhante, referida pelos astrônomos como “NGC 6537”, mas mais comumente conhecida como a “Nebulosa Aranha Vermelha”, está a cerca de 2.000 anos-luz de distância em direção à constelação de Sagitário. (Um ano-luz é a distância que você pode percorrer em um ano se você se mover à velocidade da luz, um total de pouco menos de 6 trilhões de milhas. Assim, 2.000 anos-luz é cerca de 12.000 trilhões de milhas!)
Durante o século 20, a anã branca central na Nebulosa Aranha Vermelha escapou à detecção, e sua temperatura permaneceu desconhecida. Há duas razões pelas quais tais estrelas são tão difíceis de ver. Primeiro, são pequenos objectos enterrados no centro de nuvens brilhantes, luminosas e circundantes. Muitas vezes o brilho e complexidade de uma nebulosa planetária esconde sua estrela central da vista.
Mas a outra razão é que, paradoxalmente, o calor extremo da estrela em si torna a estrela quase invisível. Como vimos acima, a lei de Planck da radiação do corpo negro dita que a temperatura de um objeto determina sua cor. Sirius, com sua superfície a uma temperatura de 18.000 graus F, é tão quente que brilha azul.
O que acontece se uma estrela é ainda mais quente que o Sirius azul? Nesses casos a lei de Planck ainda se aplica, mas o brilho resultante será de uma cor além do alcance ao qual nossos olhos ou telescópios comuns são sensíveis. Em particular, objectos muito mais quentes que o Sirius brilharão em luz ultravioleta ou de raios X. Diferentes temperaturas, e a sua ligação à cor através da lei da radiação do corpo negro, revelam que fenómenos aparentemente distintos como a luz ultravioleta e os raios X são realmente apenas partes do amplo espectro electromagnético. O espectro eletromagnético descreve toda uma gama de cores diferentes, bem além da fita de luz que podemos ver com nossos olhos.
Então as anãs brancas estão enterradas nas profundezas de suas nebulosas planetárias, e são tão quentes que não emitem muita luz visível, mas ao invés disso irradiam principalmente nas partes ultravioletas e de raios X do espectro. Não é, portanto, muito surpreendente que a estrela superaquecida no centro da Nebulosa Aranha Vermelha tenha permanecido invisível por muitas décadas. Essa situação finalmente terminou em 2005, quando Mikako Matsuura e colegas usaram o poderoso Telescópio Espacial Hubble, localizado em órbita acima da atmosfera terrestre, para identificar uma pequena mancha de luz correspondente à anã branca no coração da Aranha Vermelha. Neste e em estudos subsequentes, os astrônomos foram capazes de fazer uma medição precisa da cor da estrela, e depois usaram a lei de Planck da radiação do corpo negro para calcular sua temperatura.
Os resultados são surpreendentes – a temperatura da superfície da estrela no centro da Nebulosa Aranha Vermelha é uma incrível 540.000 graus F, mais de 50 vezes mais quente que o Sol, e 30 vezes mais quente que o poderoso Sirius.
Esta incrível estrela, com a sua temperatura extrema e a espectacular nebulosa brilhante que a rodeia, é de mais do que mero interesse académico. Pois ao olharmos para a Aranha Vermelha, estamos a ver o nosso destino futuro. Daqui a cerca de 5 mil milhões de anos, o Sol também ficará sem combustível e, de forma semelhante, irá perder as suas camadas exteriores. Tudo o que restará da nossa estrela e do seu sistema solar será uma bela nebulosa planetária, iluminada por uma anã branca intensamente quente no seu centro.
Reimpresso do Cosmos Extremo por Bryan Gaensler por acordo com Perigee, um membro do Penguin Group (USA) Inc., Copyright (c) 2011 por Bryan Gaensler.