A palavra nebulosa costumava significar qualquer coisa confusa no céu noturno. Na época em que os telescópios eram primitivos, os astrônomos rotulavam todos os objetos não estelares fora do nosso sistema solar como nebulosas. Eles não conseguiram resolver galáxias distantes em estrelas individuais, então agruparam tudo. Esta definição histórica era confusa. Ele misturou duas coisas completamente diferentes: nebulosas extragalácticas (que agora chamamos de galáxias) e nebulosas galácticas (nuvens de gás e poeira dentro de nossa própria Via Láctea).
Hoje, o prazo ficou mais rígido. Quando os cientistas dizem nebulosa, estão falando exclusivamente sobre o meio interestelar. Estas são as nuvens tênues de gás e poeira flutuando nos vastos espaços entre as estrelas.
A Composição do Vazio
Você pode pensar que o espaço está vazio. Não é. Numa galáxia espiral como a nossa, o meio interestelar representa 3 a 5 por cento da massa total. Mas esse número salta para cerca de 20% se olharmos especificamente para um braço espiral.
A maior parte dessa massa é gás. Cerca de 1% é “poeira”. Estas não são partículas de areia, mas pequenos grãos sólidos. Eles são coisinhas desagradáveis para os astrônomos porque absorvem e dispersam a luz com eficiência. O resto da massa da galáxia está nas estrelas visíveis, embora a matéria escura se esconda nas regiões exteriores, representando uma fração substancial do peso que não podemos ver.
Aglomerados, nuvens e explosões
A característica definidora do gás interestelar é que ele é irregular. Essa aglomeração acontece em todas as escalas. Você tem estruturas tão grandes quanto toda a Via Láctea (cerca de 10 ^ 20 metros) e bolsões tão pequenos quanto a distância da Terra ao Sol (cerca de 10 ^ 11 metros).
“Várias regiões apresentam uma enorme variedade de densidades e temperaturas.”
Como vemos isso? Grandes variações são visíveis diretamente. Variações em pequena escala aparecem como flutuações na intensidade das ondas de rádio, semelhantes à forma como a luz das estrelas brilha por causa da atmosfera da Terra.
Os extremos são gritantes. Metade da massa do meio interestelar nos braços espirais está presa em nuvens moleculares. Aqui, o hidrogênio existe na forma molecular (H2). Está frio. As temperaturas caem para até 10 Kelvin. Essas nuvens são invisíveis aos telescópios ópticos. Os astrônomos os detectam por meio de suas emissões de monóxido de carbono (CO) na faixa de comprimento de onda milimétrica. A densidade é alta – cerca de 1.000 moléculas de H2 por centímetro cúbico.
Olhe para o outro extremo. O gás entre essas nuvens é quente. Estamos falando de 10 milhões de Kelvins. A densidade é terrivelmente baixa: apenas 0,001 íon H+ por centímetro cúbico. Este gás superaquecido é frequentemente o resultado de supernovas, as mortes violentas de estrelas instáveis.
Escuro vs. Claro: como identificar uma nebulosa
Todas as nebulosas da Via Láctea são formas de matéria interestelar. Isso significa gás misturado com poeira cósmica. Sua aparência depende da temperatura, da densidade e de onde estão em relação a nós. Quimicamente, porém, eles são uniformes.
A receita do universo é simples: 90% de hidrogênio, quase todo hélio e cerca de dois átomos por mil de todo o resto (oxigênio, carbono, néon, nitrogênio, etc.).
Os astrônomos dividem as nebulosas em duas grandes categorias com base em sua aparência:
- Nebulosas escuras : aparecem como manchas pretas irregulares. Eles não emitem luz. Em vez disso, eles apagam as estrelas atrás deles. São essencialmente sombras cósmicas.
- Nebulosas brilhantes : São fracamente luminosas. Eles brilham com sua própria energia ou refletem a luz de estrelas próximas.
Qual tipo é mais importante para a formação de estrelas? As nebulosas escuras são os berçários. A sua alta densidade e baixa temperatura permitem que a gravidade colapse o gás em novas estrelas. Nebulosas brilhantes são frequentemente o resultado, iluminadas por essas estrelas recém-nascidas.
As nebulosas escuras são os pesos pesados do meio interestelar. Estas são nuvens moleculares densas e frias. Eles retêm cerca de metade de todo o material flutuando entre as estrelas. A densidade aqui é extrema. Estamos vendo centenas a milhões de moléculas de hidrogênio compactadas em um único centímetro cúbico. É apertado.
Essa compactação não é estática. É o berço das estrelas. A gravidade une partes dessas nuvens até que elas desmoronem. Esse processo acende novos sóis.
A maior parte do gás restante, entretanto, não está nessas bolsas densas. É difuso. O meio interestelar lá fora está relativamente vazio. A densidade cai para cerca de 0,1 átomo de hidrogênio por centímetro cúbico. É quase invisível a olho nu. Só sabemos que está lá por causa das emissões de rádio. Especificamente, a linha de 21 cm de hidrogênio neutro. Esse sinal é a única forma de mapear os vastos espaços vazios.
As subclasses de nebulosas brilhantes
As nebulosas brilhantes são diferentes. São nuvens de gás comparativamente densas encontradas naquele meio difuso. Eles não são um único tipo de objeto. Eles se enquadram em várias categorias distintas.
Nebulosas de reflexão. Regiões H II. Gás ionizado difuso. Nebulosas planetárias. Resquícios de supernovas.
Cada um tem um mecanismo diferente. Cada um revela um aspecto diferente da evolução estelar.
Nebulosas de Reflexão: Frias e Reflexivas
As nebulosas de reflexão não produzem luz própria. Eles agem como espelhos cósmicos. Eles refletem a luz de uma estrela próxima a partir de grãos de poeira suspensos no gás. O gás nessas nuvens é frio. Sem aquela estrela próxima atuando como holofote, esses objetos seriam apenas nebulosas escuras. Eles desapareceriam na sombra do fundo. A fonte de luz é o que os torna visíveis.
Regiões H II: O Limiar de Ionização
As regiões H II são nuvens de hidrogênio que perderam seus elétrons. Este processo de ionização separa o hidrogênio em íons H+ positivos e elétrons livres.
O que causa isso? Uma estrela quente vizinha. Mas não qualquer estrela. A fonte deve ser estelar do tipo O ou B. Estas são as estrelas normais mais massivas e mais quentes da Galáxia. Somente eles produzem radiação de alta energia suficiente para arrancar elétrons dos átomos de hidrogênio. Isto cria as nuvens brilhantes que associamos aos berçários estelares.
O poder do gás ionizado difuso
Depois, há o gás ionizado difuso. É generalizado. Existe entre as nuvens nebulares em todos os lugares. É um componente importante de toda a Galáxia.
Nós o detectamos por meio de emissões fracas. Especificamente de íons positivos de hidrogênio, nitrogênio e enxofre (H+, N+ e S+). Esses sinais são detectáveis em todas as direções. Eles não são chamativos. Eles não chamam a atenção como as regiões H II brilhantes.
No entanto, eles exigem atenção. A energia total necessária para alimentar estas emissões difusas excede em muito a das espetaculares regiões H II, nebulosas planetárias ou remanescentes de supernovas. Esses objetos dramáticos ocupam apenas uma pequena fração do volume. O gás difuso preenche o resto. Está quieto. Está em todo lugar. E detém mais poder do que os pontos brilhantes.
A galáxia não é definida apenas pelo que brilha. É definido pelo que está no meio. As nuvens escuras e frias. O brilho fraco e penetrante. As estruturas que não gritam por atenção, mas dominam
Por que as nebulosas planetárias não são planetas
Eles se parecem com planetas. Pelo menos é por isso que os astrônomos os nomearam assim. Quando você olha através de um telescópio, eles aparecem como discos redondos e relativamente brilhantes. Não as bolhas caóticas e finas que você vê em outros lugares. Mas aqui está a verdade. Não há planetas envolvidos. Nem mesmo um.
Esses objetos são os cadáveres das estrelas. Especificamente, eles vêm de gigantes vermelhos. Estrelas que morreram, mas não eram massivas o suficiente para explodir. Eles perdem suas camadas externas. Não é uma explosão violenta como uma supernova. É mais uma ejeção. O núcleo deixado para trás fica intensamente quente. Uma anã branca, essencialmente. Ele fica no meio, irradiando energia. A concha de material ao seu redor se expande. Devagar. Dezenas de quilômetros por segundo. Não rápido o suficiente para destruir a galáxia. Rápido o suficiente para flutuar no vazio.
O nome pegou porque os primeiros astrônomos estavam confusos. Eles viram pontos redondos. Eles pensaram “planeta”. É um erro histórico. Um linguístico. Mas a ciência é real. Essas nebulosas são conchas brilhantes de gás. Eles são o ato final de uma estrela como o nosso Sol.
Remanescentes de supernova: as consequências violentas
As nebulosas planetárias são gentis em comparação.
Os remanescentes de supernovas contam uma história diferente. Estas são as cicatrizes deixadas por estrelas massivas. Estrelas que brilharam e morreram duramente. O gás se expande a centenas, até milhares de quilômetros por segundo. É caótico. É energético. É uma bagunça.
Mas é aqui que fica complicado. Como você sabe o que está olhando? São os próprios destroços da estrela? Ou é gás interestelar que ficou preso na varredura?
Se o remanescente for jovem. Alguns milhares de anos ou menos. Você pode presumir que o gás veio da estrela que explodiu. O cronograma é curto. A distância é limitada. A nebulosa é principalmente o que a estrela cuspiu.
Mas se for mais antigo? A história muda. O gás original se dispersa. O que você vê agora é provavelmente material interestelar. Gás que já estava lá. Varrido pela onda de choque em expansão. Como um limpa-neve atingindo um monte de poeira. A nebulosa não é mais a estrela. É uma concha envolvendo o cadáver da estrela.
Como aprendemos a parecer
Essa distinção nem sempre foi clara. Não acordamos um dia sabendo a diferença entre uma nebulosa planetária e um remanescente de supernova. Tivemos que descobrir isso.
Antes do século 20, tudo era apenas uma “nebulosa”. Uma mancha no céu. O telescópio era uma nova ferramenta. Um bruto. Os primeiros observadores viram manchas redondas. Eles as chamavam de nebulosas planetárias porque se pareciam com Urano ou Saturno. Eles não sabiam o que eram. Eles não sabiam que eram estrelas moribundas. Eles apenas os catalogaram.
A tecnologia melhorou. A espectroscopia apareceu. Começamos a olhar para a luz. Não apenas a forma. O espectro nos contou sobre a química. A temperatura. O movimento. Não foi suficiente vê-los. Tínhamos que entender do que eles eram feitos.
Essa mudança de perspectiva mudou a astronomia. Paramos de ver nuvens estáticas. Começamos a ver processos. Evolução
Nicolas-Claude Fabri de Peiresc avistou a Nebulosa de Órion em 1610. Parecia uma simples estrela a olho nu. Dois anos se passaram desde que o telescópio foi inventado. Depois veio Christiaan Huygens. Em 1656, ele usou instrumentos melhores para ver o que Peiresc perdeu. Ele identificou a região interna brilhante. Ele provou que a estrela central era na verdade um sistema quádruplo compacto.
Os caçadores de cometas no início de 1700 encontraram acidentalmente muitas nebulosas. Eles precisavam distinguir cometas reais de bolhas difusas estacionárias. Charles Messier resolveu isso compilando uma lista em 1781. Ele criou um catálogo de 103 objetos para evitar confusão. A lista era prática. Continha principalmente aglomerados de estrelas. Alguns eram galáxias. Onze eram verdadeiras nebulosas. Ainda usamos esses nomes. A Nebulosa Trífida é M20. Senta-se em Sagitário.
O legado de Herschel
William Herschel e seu filho John dominaram a observação em meados do século XIX. William trabalhou com sua irmã Caroline. Entre 1786 e 1802, compilaram três catálogos. Eles listaram cerca de 2.500 objetos. Aglomerados. Nebulosas. Galáxias.
John expandiu o trabalho. Ele observou no Observatório do Cabo, na África do Sul. Ele adicionou 1.700 objetos visíveis apenas do céu meridional. Ele listou mais 500 da Inglaterra. Esses registros se tornaram a base do trabalho de J.L. Dreyer. Ele publicou o Novo Catálogo Geral em 1888. Continha 7.840 entradas. Seguiram-se dois suplementos. Os Catálogos de Índices adicionaram mais 5.386 objetos.
Galáxias e nebulosas eram muitas vezes indistinguíveis na época. A maioria das galáxias brilhantes ainda são identificadas pelos seus números NGC ou IC. É uma convenção de nomenclatura que sobrevive porque é eficiente.
A revolução fotográfica
A fotografia mudou tudo. Ele registrou detalhes tênues que os olhos não conseguiam ver. Criou um registro permanente. Os astrônomos poderiam estudar pequenos detalhes à vontade. A primeira foto da Nebulosa de Órion apareceu em 1880. Boas imagens só chegaram em 1883. Essas primeiras fotos revelaram vastas estruturas. Os observadores visuais nunca suspeitaram de tais distâncias.
A espectroscopia forneceu a prova física. Ele resolveu a luz em comprimentos de onda. Ele disse aos astrônomos de que objetos eram feitos. As estrelas irradiam em todos os comprimentos de onda. Geralmente apresentam linhas escuras de absorção. Nuvens de gás quentes e transparentes irradiam apenas linhas de emissão. Estas linhas são características dos seus gases constituintes.
Em 1864, os astrônomos estudaram o espectro da Nebulosa de Órion. Eles viram linhas de emissão brilhantes. As linhas de hidrogênio eram visíveis. Algumas linhas verdes eram ainda mais brilhantes. Em vez disso, as galáxias mostraram um espectro estelar. A distinção ficou clara. As nebulosas são gasosas. As galáxias são estelares. Os verdadeiros tamanhos das galáxias permaneceram desconhecidos até o século XX. Mas a classificação foi sólida.
“Muito pode ser aprendido sobre a natureza física de um objeto astronômico estudando seu espectro.”
Esta mudança da adivinhação visual para a análise física marcou o fim da ambiguidade. O céu não era mais apenas um mapa de pontos. Era uma coleção de entidades físicas distintas. Alguns brilhavam com gás. Outros queimaram com estrelas. As ferramentas mudaram. O entendimento seguiu.
O século 20 não melhorou apenas a forma como olhamos para as estrelas. Isso mudou o que podíamos realmente ver. Antes disso, estávamos principalmente adivinhando os processos físicos que governam a matéria interestelar. Depois vieram ferramentas melhores. E olhos melhores.
Tudo começou com Bernhard Schmidt. Um operário óptico alemão que, em 1930, inventou a câmera Schmidt. Esta era uma lente grande angular projetada para velocidade. Ele poderia capturar nebulosas tênues e extensas que outras câmeras não perceberam. Na época, as chapas fotográficas estavam cada vez melhores. Eles se tornaram sensíveis a gamas mais amplas de cores. Mas a fotografia sempre foi um gargalo. Você teve que esperar. Você teve que se desenvolver. Você tinha que adivinhar.
Essa era está morta.
Agora usamos dispositivos de carga acoplada, ou CCDs. Pense neles como conjuntos de minúsculas células fotoelétricas. Cada um registra a luz de uma área específica do céu. Os sensores modernos são grades quadradas. Alguns têm até 4.000 células de cada lado. São 16 milhões de fotocélulas independentes. Eles olham para o céu simultaneamente.
Os detectores eletrônicos são até 100 vezes mais sensíveis que os de filme. Eles lidam com uma gama mais ampla de níveis de luz. Eles também captam comprimentos de onda com os quais o filme nunca poderia sonhar. Estamos falando do ultravioleta, começando em 0,1 micrômetro. Para ver isso, você precisa orbitar acima da atmosfera da Terra. Depois, há o infravermelho, que se estende além de 1,2 micrômetros.
Por que as naves espaciais são importantes para observações do céu profundo
A atmosfera da Terra é um filtro. Isso bloqueia muito do que está lá fora. A espaçonave nos permite ver o que normalmente é absorvido.
Raios gama. Raios X. Estes têm comprimentos de onda muito curtos. A radiação ultravioleta também é bloqueada pelo ozônio. Tem comprimentos de onda menores que cerca de 0,3 micrômetros. O infravermelho é outra história. O vapor de água e o dióxido de carbono do nosso ar absorvem-no. Isso cobre comprimentos de onda de cerca de 3 micrômetros a 1 milímetro.
Por que precisamos ver isso?
Os raios gama, os raios X e a radiação ultravioleta nos mostram os lugares mais quentes do espaço. Estamos falando de temperaturas que chegam a 100 milhões de Kelvin. Isso acontece no gás de supernova em choque. É violento. É energético.
O infravermelho faz algo diferente. Revela nuvens moleculares escuras e frias. A luz das estrelas não consegue penetrar nas camadas de poeira ali. Mas o infravermelho passa despercebido. Mostra-nos onde as estrelas estão nascendo no escuro.
Lendo luz, não apenas tirando fotos
O principal meio de estudar nebulosas não são imagens. São espectros.
Os espectros mostram a distribuição relativa da radiação entre vários comprimentos de onda. Para luz óptica, isso significa cores. Você pode obter esses espectros usando prismas. As redes de difração também funcionam. Os cristais são usados para raios X.
Uma ferramenta particularmente útil é o espectrógrafo echelle. Ele usa duas grades. Um é governado grosseiramente. Ele espalha a radiação em uma direção. O outro é bem governado. Ele o dispersa perpendicularmente. Isso permite que os astrônomos registrem uma ampla gama de comprimentos de onda de uma só vez. Com resolução espectral muito alta. Isso significa distinguir comprimentos de onda ligeiramente diferentes.
Para uma resolução ainda maior, os astrônomos usam interferômetros Fabry-Pérot.
Esses espectros fornecem diagnósticos poderosos. Eles nos contam as condições físicas dentro das nebulosas. Imagens e espectros de satélites em órbita da Terra produziram dados de qualidade sem precedentes. O Telescópio Espacial Hubble é o exemplo mais famoso. Mas não está sozinho.
Radiotelescópios terrestres
As observações baseadas no solo ainda são importantes. Especialmente nas faixas de comprimento de onda de rádio e submilimétrico.
A emissão de gás nessas faixas fornece informações cruciais. Revela condições físicas e composição molecular. Usamos grandes conjuntos de radiotelescópios. São vários telescópios individuais funcionando como um único instrumento enorme.
O resultado é a resolução espacial no regime de rádio. É muito superior a qualquer coisa obtida por meios ópticos.
Portanto, temos câmeras que enxergam mais profundamente. Sensores que captam mais luz. Espectrógrafos que dividem a luz em seus componentes. E matrizes de rádio que veem estruturas através de grandes distâncias. As ferramentas evoluíram. O universo tornou-se menos misterioso. Mas mais complexo.
A divisão do hidrogênio: H I, H II e nuvens moleculares
A maior parte da personalidade de uma nebulosa se resume ao seu hidrogênio. É o elemento mais abundante que existe, então se o hidrogênio é neutro, ionizado ou preso em moléculas dita tudo sobre a região. Historicamente, os astrônomos dividiram essas zonas em três grupos. Se o hidrogênio tiver quase todo seu elétron (H+), é uma região H II, também conhecida como nebulosa difusa. Se o hidrogênio for neutro, é uma região H I. E se o gás se ligou em moléculas (H2), estamos a olhar para uma nuvem molecular.
Isso não é apenas semântica. O tipo de radiação presente muda drasticamente dependendo do estado do gás. E essa radiação determina os processos físicos que podem realmente acontecer.
Como a energia do fóton molda a estrutura da nebulosa
A radiação viaja como ondas, mas fornece energia em pacotes discretos chamados fótons. Cada fóton tem um comprimento de onda e nível de energia específicos. Os raios gama têm maior impacto com seus comprimentos de onda curtos. Raios X, ultravioleta, óptico, infravermelho, microondas e ondas de rádio seguem em ordem decrescente de energia.
Os átomos de hidrogênio neutro são exigentes. Eles são extremamente eficientes na absorção de radiação ionizante. Especificamente, eles engolem qualquer fóton com pelo menos 13,6 elétron-volts de energia. Isso é aproximadamente equivalente a um comprimento de onda inferior a 0,0912 micrômetros.
Se uma região for dominada por hidrogénio neutro, nada com energia acima desse limite de 13,6 eV poderá passar. Exceto raios X e raios de energia mais alta. Esses fótons de alta energia são tão intensos que podem penetrar, mas também forçam o hidrogênio a um estado transparente. Para tudo abaixo desse limite, o hidrogênio neutro atua como uma parede.
A absorção pelo hidrogênio neutro reduz abruptamente o campo de radiação a quase zero para energias acima de 13,6 elétron-volts.
Isso cria uma seca de radiação ionizante. Se não for possível ionizar o hidrogênio, certamente não será possível ionizar elementos mais pesados que requerem ainda mais energia. As espécies iônicas nessas regiões estão limitadas a estágios inferiores de ionização. É um teto químico definido pelo limite de absorção do hidrogênio.
Regiões H II: As Rodovias Abertas da Luz
Nas regiões H II, quase todo o hidrogênio é ionizado. Os átomos perderam seus elétrons. Isso remove a barreira de absorção. Fótons de todas as energias agora podem se propagar livremente através do gás.
Como o caminho é claro, você obtém íons que precisam de fótons de alta energia para se formarem. Íons de oxigênio como O++ aparecem aqui. A região é banhada por todo o espectro da radiação estelar porque o hidrogênio não existe para bloqueá-la.
Onde as nuvens moleculares se formam
Fótons ultravioleta com mais de 11,2 elétron-volts podem destruir o hidrogênio molecular (H2). Eles o dividiram em dois átomos de hidrogênio individuais. Nas regiões H I, existem muitos desses fótons UV. Eles evitam que a quantidade de H2 se acumule.
Mas há um problema. Destruir o H2 consome esses fótons UV específicos. Isso prejudica o orçamento de energia disponível. Então você tem que levar em consideração a poeira interestelar. Os grãos de poeira são absorvedores eficientes de fótons nas faixas óptica e ultravioleta.
Em algumas partes do espaço, a combinação de destruição de H2 e absorção de poeira reduz o número de fótons de alta energia a zero. Especificamente, a contagem de fótons acima de 11,2 eV cai abaixo da taxa na qual o H2 se forma nas superfícies dos grãos.
Quando o H2 se forma mais rápido do que pode ser destruído, torna-se a forma dominante de hidrogênio. O gás agora é uma nuvem molecular.
A poeira interestelar desempenha um papel crucial aqui. O H2 não pode se formar eficientemente apenas na fase gasosa. Precisa de uma superfície para aderir e encontrar um parceiro. A poeira fornece essa superfície. Sem esses grãos, a química desmorona e a nuvem nunca se forma.
Os arquitetos invisíveis da formação estelar
A poeira é uma mentirosa. Parece nada nos vastos espaços vazios entre as estrelas, mas controla a temperatura, a química e a própria existência das nuvens de formação estelar. Representa apenas 0,7% da massa do meio interestelar. Fração minúscula. Mas essa pequena quantia dita as regras físicas do jogo.
Sem poeira, as estrelas podem nem se formar.
A principal função da poeira interestelar é bloquear a luz. O gás é principalmente transparente para os fótons que não podem ionizar o hidrogênio, mas a poeira? É opaco. Ele come radiação estelar. Quanto maior a energia, mais forte o grão rebate. Ondas de rádio e luz infravermelha passam como fantasmas. O infravermelho próximo passa muito bem. Ultravioleta? A poeira o impede de esfriar.
Esta absorção é uma faca de dois gumes para as nuvens moleculares.
Por um lado, a poeira aquece o gás. Quando um fóton estelar atinge um grão, ele pode expulsar um elétron por meio do efeito fotoelétrico. Esse elétron transporta energia para o gás circundante, aquecendo-o. Por outro lado, a poeira esfria o gás. Ele irradia sua própria energia com mais eficiência do que o gás fino. Como o grão é mais frio que o gás, o calor flui do gás para a poeira e depois irradia para o espaço. É um termostato feito de rocha e carbono.
Mas o papel mais crítico é químico. O hidrogênio molecular ($H_2$) raramente se forma no espaço livre. Os átomos não conseguem se encontrar. Eles precisam de uma superfície para esbarrar, aderir e se unir. Os grãos de poeira são essas superfícies. Sem eles, o universo seria uma sopa de hidrogénio atómico, e não o combustível para as estrelas. A poeira também rouba elementos pesados como ferro e silício. Esses metais são refrigerantes eficientes. Ao prendê-los na forma sólida, a poeira altera o equilíbrio térmico de toda a nuvem.
O que estamos realmente olhando?
Se retirarmos os grãos sólidos e olharmos apenas para o gás, obteremos uma imagem distorcida do cosmos. Os astrônomos determinam a composição do gás estudando linhas estreitas de absorção nos espectros das estrelas de fundo. É um truque inteligente. Você olha para a luz de uma estrela distante enquanto ela passa por uma nuvem. O gás absorve comprimentos de onda específicos, deixando um código de barras.
Compare esse código de barras com as abundâncias cósmicas (padrões do sistema solar) e o mistério se aprofunda. Quase todo o ferro, magnésio e silício estão faltando no gás. A maior parte do carbono também desapareceu. Apenas parte do oxigênio e do nitrogênio permanecem na fase de vapor. O resto está trancado na poeira.
Então, o que é essa poeira?
Não é apenas fuligem. Os dados de absorção e dispersão revelam uma mistura complexa. Existem silicatos, amorfos e rochosos, semelhantes aos minerais terrestres, mas sem estrutura cristalina. Depois, há o componente carbonáceo. Isso não é uniforme. Ele vem em pelo menos duas formas.
Primeiro, você tem grãos reais. Voando livremente ou preso a núcleos de silicato. Em segundo lugar, você tem hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs). Estas são moléculas individuais, flutuando livremente. Eles variam de 70 a várias centenas de átomos de carbono, com átomos de hidrogênio pendurados nas bordas ou presos dentro. Tecnicamente, chamar os PAHs de “poeira” é uma convenção. Algumas dessas moléculas são apenas ligeiramente maiores do que as que os radiotelescópios normalmente detectam. Mas ambas as formas são necessárias para explicar as características espectroscópicas que vemos. Adicione mantas de hidrocarbonetos cobrindo os grãos maiores e você terá um inventário complexo e confuso.
Os tamanhos variam muito. De 0,0003 micrômetros para as moléculas mais pequenas até quase um micrômetro completo para os grãos maiores. Existem muito mais partículas pequenas do que grandes.
De onde isso vem?
Aqui está um paradoxo. Você não pode produzir poeira a partir de gás no meio interestelar. Não diretamente. A densidade é muito baixa. Mesmo em uma nuvem densa, que para nós parece um excelente vácuo de laboratório, as partículas estão muito distantes umas das outras. Eles não podem colidir e permanecer por tempo suficiente para irradiar seu calor e formar um sólido.
A condensação requer densidade. Requer que os átomos se choquem, se unam e esfriem.
Esse processo acontece em outro lugar. Nas atmosferas externas de estrelas supergigantes frias.
Essas estrelas têm densidades de gás até $10^9$ vezes maiores que as nebulosas típicas. As condições são perfeitas. Os materiais refratários – silicatos e carbono – condensam-se em grãos. Então, a pressão da radiação assume o controle. A força mecânica da luz absorvida e espalhada por estes novos grãos expulsa-os da atmosfera da estrela. Eles escapam para o espaço, carregando consigo os blocos de construção de futuros planetas e estrelas.
O caos da mixagem
Uma vez no meio interestelar, a poeira não é passiva. É fortemente modificado pelas interações consigo mesmo e com o gás.
Em nuvens difusas, você tem muitos grãos pequenos. Em nuvens densas, esses pequenos grãos coagulam em grãos maiores. Por que isso importa? Grãos menores são melhores na absorção de radiação de comprimento de onda curto, especificamente luz ultravioleta em torno de 0,1 micrômetro. Quando eles se aglomeram, essa habilidade diminui. A nuvem se torna mais transparente aos UV, mudando a forma como ela evolui.
Essa aglomeração também é a razão pela qual elementos pesados como ferro, magnésio e níquel são ainda mais escassos em regiões densas do que em gases difusos. Eles foram transformados em grãos maiores. Mas aqui está o problema: a poeira e o gás não se movem juntos.
Os cálculos mostram que os grãos de poeira colidem com os átomos de gás muito mais rapidamente do que a simples deriva permitiria. Eles devem estar se movendo um em relação ao outro. Isto implica perturbações. Provavelmente de natureza magnética. Os campos magnéticos mantêm a poeira e o gás em um estado de movimento relativo caótico, constantemente triturando, colidindo e trocando energia.
Despertares Turbulentos
O próprio gás está em um estado de caos controlado. Os fluxos são complicados. Movimentos em grande escala acontecem quando uma estrela quente entra em ignição na borda de uma nuvem molecular fria e inativa. Cria uma região H II – uma zona ionizada. Picos de pressão. O gás quente se expande violentamente, fluindo através do material circundante como água saindo de uma represa.
Você também vê bolhas. Estruturas em expansão ao redor de estrelas que estão se desprendendo de suas camadas externas em ventos estelares. Estas não são conchas estáticas. São ambientes dinâmicos e turbulentos onde a poeira e o gás são constantemente remodelados, destruídos e renascidos.
A poeira sobrevive principalmente a esses choques. Ele evolui. Isso muda. Aguarda o próximo ciclo de formação estelar.
E, no entanto, ainda não conseguimos replicar as condições num laboratório. Inferimos a composição da luz. Adivinhamos as origens das atmosferas estelares. A poeira é um registro de tudo o que aconteceu no espaço entre as estrelas. Cada colisão. Cada explosão. Cada momento tranquilo de condensação. Está tudo escrito na forma como absorve e espalha a luz.
A questão não é apenas de que é feita a poeira. É quanto resta depois que a próxima estrela morre.
As nebulosas nunca ficam paradas. Além dos fluxos organizados que você esperaria de uma nuvem de gás calma, sempre há caos. Turbulência.
É a mesma física que torna perigosas as corredeiras, apenas em escala cósmica. Quando a viscosidade do fluido é baixa, o movimento se transforma em redemoinhos caóticos. Energia, momento e campos magnéticos são embaralhados de estruturas massivas até tamanhos microscópicos. Eventualmente, a viscosidade vence. A energia cinética se transforma em calor. A agitação molecular aumenta.
Este processo determina como uma nebulosa se sustenta contra a gravidade. Ele também controla seu orçamento de energia. Sabemos o básico. Não sabemos os detalhes.
Medindo o Imensurável
Como vemos algo tão confuso? Nós olhamos para a luz.
Especificamente, observamos a largura das linhas de emissão ou absorção num espectro nebular. Nenhuma linha espectral é perfeitamente nítida. Os níveis de energia atômica são confusos. Mas as linhas que observamos são muitas vezes muito mais amplas do que os limites atómicos intrínsecos permitem. Por que? Mudanças Doppler.
Os átomos que se movem em nossa direção mudam a luz para comprimentos de onda mais curtos (azul). Os átomos que se afastam mudam para comprimentos de onda mais longos (vermelho). Se os átomos estiverem girando em direções aleatórias ao longo da nossa linha de visão, a linha ficará borrada.
Parte dessa mancha é térmica. O gás mais quente se move mais rápido. Os átomos mais leves se movem mais rápido que os pesados. O hidrogênio, sendo o mais leve, deve circular mais rápido em qualquer temperatura.
As observações confirmam isso. As linhas de hidrogênio são mais largas que as dos elementos mais pesados. Mas não tão amplo quanto a física térmica prevê. Há movimento extra. Movimento em massa. Independente da massa.
Isso é turbulência.
Mas aqui está a questão complicada. O que o mantém funcionando?
A energia turbulenta desce naturalmente em cascata. Grandes redemoinhos se transformam em redemoinhos menores. Os menores se dividem em menores. Até que a viscosidade o dissipe na forma de calor. Se nada reabastecer essa energia, o gás deverá se acalmar. Isso não acontece.
O Motor Cósmico
A energia deve ser injetada. Continuamente.
Três fontes principais impulsionam o motor interestelar.
Primeiro, ventos estelares. Estrelas quentes liberam gás a milhares de quilômetros por segundo. Isso é muita energia cinética despejada no meio circundante.
Em segundo lugar, supernovas. Quando estrelas massivas morrem, elas explodem com força violenta. Os remanescentes podem começar a 20.000 quilômetros por segundo. Eles se expandem para fora, desacelerando gradualmente até atingirem as velocidades típicas das nuvens de cerca de 10 km por segundo. Essa explosão injeta enormes quantidades de energia em larga escala.
Terceiro, colisões. As nuvens se movem através do potencial gravitacional da galáxia. De vez em quando, eles batiam um no outro. Essas colisões transferem impulso, agitando a panela em escala galáctica.
Todos esses processos mantêm o gás agitado. A energia desce em cascata para o calor, mas a fonte continua alimentando o fogo.
O Andaime Invisível
Não é apenas gás se movendo pelo espaço. Existe um campo magnético que atravessa os braços espirais da Via Láctea.
Este campo estende-se milhares de anos-luz acima do plano galáctico. É generalizado. Sabemos que está aí por causa de dois sinais distintos.
Uma delas é a emissão de radiossincrotron. Elétrons muito energéticos se movem pelo campo, emitindo ondas de rádio. A outra é a polarização da luz das estrelas. Grãos de poeira alongados se alinham com o campo magnético. Eles agem como pequenas agulhas de bússola, distorcendo a luz que passa por eles.
O campo magnético está fortemente acoplado ao gás. Ele atua em elétrons incorporados. Mesmo em regiões neutras de hidrogênio, existem alguns elétrons livres. Esses elétrons colidem com outras partículas de gás, transmitindo movimento. O gás e o campo se movem juntos. O gás pode deslizar ao longo das linhas do campo, mas não pode mover-se facilmente através delas.
Esse acoplamento é importante. O campo magnético exerce pressão. Semelhante à pressão do gás. Influencia a forma como o gás se move. Acrescenta uma camada de complexidade à turbulência.
Simulações numéricas passaram anos tentando modelar essas interações. Os resultados mostram movimentos ondulatórios complexos e estruturas confinadas.
Ainda estamos mapeando os limites do que entendemos. A turbulência não é apenas caos. É um equilíbrio dinâmico. Um constante empurrão e puxão entre a gravidade, os campos magnéticos e a violência estelar.
Por que nos importamos? Porque esta turbulência determina onde novas estrelas se formam. Regula a densidade do gás. Se a turbulência fosse mais fraca, as nuvens poderiam colapsar mais facilmente. Se fosse mais forte, talvez nunca formassem estrelas.
Estamos vivendo dentro de uma sopa turbulenta, magnetizada e injetada de energia. E estamos apenas começando a provar os ingredientes.
