Como o Universo forja estrelas a partir de nuvens cósmicas

Um mergulho profundo na jornada caótica da formação estelar.

Gás e poeira interestelares coloridos formam pilares imponentes em uma região de formação estelar do espaço.

Principais conclusões

• O nascimento e o ciclo de vida das estrelas começam em vastas e densas nuvens moleculares, onde a gravidade supera a pressão, levando à formação de protoestrelas.
• Essas protoestrelas evoluem para estrelas maduras através de processos de fusão nuclear em seus núcleos, com algumas eventualmente formando sistemas planetários em seus discos de acreção circundantes.
• Essa narrativa cósmica não apenas ilumina as origens das estrelas e planetas, mas também contextualiza o surgimento da própria vida dentro do universo mais amplo.

Assim como os humanos, o nascimento de estrelas é uma bagunça. Começando com vastas nuvens interestelares que colapsam sob sua própria gravidade titânica, a história de como estrelas como o Sol nascem envolve grandes paroxismos de luz e som (sim, há som no espaço). Mas quando a poeira se dissipa, (literalmente), o que resta é uma fornalha estelar movida a energia nuclear que queimará intensamente por bilhões de anos cercada por uma família de planetas usando essa mesma energia para fazer tudo, desde alimentar climas até criar vida. Esta história de formação estelar é uma história que os astrônomos só recentemente montaram por meio de observações duramente conquistadas pelos telescópios mais poderosos do mundo. É uma narrativa que não apenas explica o céu noturno repleto de estrelas, mas também coloca a Terra e seus habitantes em seu contexto cósmico adequado.

O meio interestelar

Para entender a história da formação estelar, precisamos definir o estágio cósmico. Na atual época cosmológica, grande parte da "matéria normal" do Universo (excluindo as coisas "escuras") reside em galáxias como a Via Láctea (embora ainda haja muita coisa residindo nas vastas regiões entre galáxias também). Galáxias como a nossa compreendem estrelas e gás interestelar (também chamado de meio interestelar, ou ISM). A Via Láctea, por exemplo, contém mais de 100 bilhões de estrelas e cerca de 10 bilhões de vezes o valor do Sol em material interestelar. É o material interestelar que importa para fazer novas estrelas e o ISM pode assumir várias formas.

Alguns gases interestelares são distribuídos uniformemente em nuvens esparsas de hidrogênio atômico a temperaturas "quentes" de 8.000 kelvin. Outra forma de material interestelar é o "gás coronal" ultraquente de milhões de graus. Esse material é composto por átomos altamente ionizados (ou seja, átomos despojados de alguns elétrons) remanescentes de supernovas, que são explosões apocalípticas de estrelas muito mais massivas que o Sol. No entanto, nem os tipos atômico quente nem coronal quente de gás interestelar estão diretamente envolvidos no nascimento de uma estrela. Ambas as formas de ISM estão, como veremos, muito dispersas e a uma temperatura muito alta para permitir que o processo de formação estelar ocorra em seus domínios.

É o gás interestelar na forma de nuvens moleculares que são o foco para a formação de estrelas. Isso porque essas são as regiões mais densas e frias do ISM. Com temperaturas apenas dezenas de graus acima de zero, o gás nessas nuvens pode se combinar quimicamente para formar coisas como monóxido de carbono, amônia e hidrogênio molecular (daí o apelido "molecular"). Uma vez que as moléculas se formam, a densidade nas nuvens é alta o suficiente para protegê-las de serem separadas pela radiação UV estelar de fundo que preenche o espaço interestelar.

Então, por que baixas temperaturas e altas densidades são críticas para a formação de estrelas? A resposta é a "guerra eterna" do Universo entre gravidade e pressão. As nuvens são suportadas contra seu próprio peso – sua própria "autogravidade" – pela pressão térmica. A pressão empurra para fora, mantendo uma nuvem "inflada", assim como um balão é inflado pela pressão térmica do ar preso empurrando contra sua pele de borracha. Para converter material interestelar em uma estrela, você precisa reunir massa suficiente para que a soma de sua própria atração gravitacional sobrecarregue a pressão térmica da nuvem e desencadeie um colapso gravitacional. O ponto chave da física é que o gás frio tem menos pressão térmica do que o gás quente. Igualmente importante, uma nuvem densa tem mais autogravidade do que uma nuvem esparsa de tamanho igual (mais material por metro cúbico equivale a mais atração gravitacional para dentro). Junte tudo isso e as nuvens moleculares densas e frias são o único ambiente interestelar onde o colapso gravitacional pode ocorrer. É por isso que as nuvens moleculares servem como berçários estelares para a Via Láctea.

Colapso gravitacional e o nascimento de protoestrelas

Nuvens moleculares típicas podem conter mais de um milhão de sóis de material. Eles também podem se estender por centenas de anos-luz. O tamanho dessas nuvens significa que as nuvens moleculares não colapsam como uma única entidade. Se o fizessem, haveria estrelas pesando um milhão de massas solares. Em vez disso, as maiores estrelas hoje têm cerca de 100 vezes a massa do Sol. Então, para estudar a formação de estrelas como o Sol, precisamos nos concentrar em regiões menores da nuvem molecular maior. Nuvens moleculares não são estruturas estáticas, mas são preenchidas com turbulência (ou seja, movimentos de turbilhonamento aleatórios como redemoinhos em um rio em movimento rápido). A turbulência cria condições locais de alta densidade – pense neles como "nebulosidades" – onde a autogravidade pode sobrecarregar a pressão térmica e desencadear o colapso. É no momento em que a gravidade começa a "vencer" que a formação estelar realmente começa. Gás molecular e poeira começam a cair para dentro em direção ao centro da nuvem.

O gás e a poeira aceleram à medida que caem, eventualmente atingindo velocidades de mais de 22.000 quilômetros por hora. O material que cai também fica mais denso à medida que converge para o centro da nuvem. Inicialmente, as parcelas de gás permanecem frias à medida que fluem para dentro. Qualquer calor ganho com empurrões e aglomerações à medida que o gás desce é emitido como luz. Esses fótons podem escapar da nuvens encolhidas para o espaço (e chegar aos nossos telescópios). Eventualmente, no entanto, o material em queda fica tão denso que começa a reter a maior parte de sua própria energia. Isso inclui o calor gerado quando o material cai em velocidades hipersônicas no objeto central denso e de rápido crescimento, que agora pode ser legitimamente chamado de "protoestrela". Poderosas ondas de choque (uma forma de som) se formam na superfície da protoestrela à medida que fluxos de gás batem em sua superfície. Enquanto a maior parte da energia gerada a partir desses choques fica com a protoestrela, alguma energia consegue escapar, dando aos astrônomos um diagnóstico chave da emergência da protoestrela.

A viagem de protoestrela a estrela

Uma protoestrela, no entanto, ainda não é uma estrela e a diferença está nas condições do núcleo. Uma estrela como o Sol é alimentada por reações termonucleares. No núcleo de uma estrela madura, como o Sol, as densidades e temperaturas são tão altas que os núcleos de hidrogênio se juntam repetidamente e se fundem em hélio, o próximo elemento mais pesado da tabela periódica. São necessários quatro núcleos de hidrogênio (cada um dos quais é apenas um próton) para formar um único núcleo de hélio (dois prótons e dois nêutrons). Nas reações termonucleares que governam a transformação do hidrogênio em hélio, uma pequena quantidade da massa do hidrogênio é convertida em energia (graças ao E = mc de Einstein2). As estrelas, como as nuvens das quais nasceram, usam a pressão térmica para lutar contra sua própria gravidade esmagadora. É a energia liberada nas reações nucleares que fornece essa pressão.

Quando uma protoestrela começa a se formar no centro de um turbilhão molecular, ela não tem temperaturas centrais e densidades altas o suficiente para desencadear o tipo de reações nucleares do Sol. Ironicamente, no entanto, as protoestrelas podem ser muito mais brilhantes do que o Sol. Sua luminosidade é uma coisa temporária, emprestada da energia da entrada inicial das nuvens (aquelas ondas de choque) e de uma contração mais lenta da massa das protoestrelas. Para realmente se tornar uma estrela madura, as protoestrelas precisam ganhar mais massa a partir do outono. Eles também devem esperar a contração para impulsionar a densidade do núcleo para cima e aumentar as temperaturas centrais acima dos 10 milhões de graus críticos kelvin, onde as reações termonucleares produtoras de hélio constantes podem começar.

Se a queda gravitacional fosse tudo o que havia para a formação estelar, os astrônomos teriam o suficiente para lidar. O nascimento das estrelas, no entanto, envolve outro ator fundamental além da gravidade e da pressão térmica. O momento angular, que você pode pensar como spin, não apenas muda a história básica da formação estelar – mas também é a razão pela qual você e eu estamos aqui em um planeta para contar a história.

A turbulência das nuvens moleculares significa que cada nebulosidade que está pronta para entrar em colapso gravitacional já está girando em uma direção ou outra (pense em todos os redemoinhos giratórios quando você agita vigorosamente uma banheira de água). O momento angular é uma medida do giro da nuvem, e as leis fundamentais da física nos dizem que ele é conservado. Isso significa que quando um cloudlet muda de tamanho ao entrar em colapso, ele não pode perder (ou ganhar) nenhum de seu momento inicial de rotação. A conservação do momento angular tem consequências importantes para a nossa história de formação estelar. Todo mundo que já assistiu à patinação artística olímpica viu o princípio em ação: quando um skatista entra em um giro com os braços estendidos e depois puxa os braços para dentro, sua taxa de giro aumenta. Essa é a conservação do momento angular. Se você está girando e fica menor, você também tem que girar mais rápido. O que se nota, porém, é o quão rápido o skatista gira depois de apenas mudar seu tamanho pelo comprimento de um único braço. Quando uma nuvem giratória colapsa para uma protoestrela, ela encolherá por um fator de 1 milhão ou mais. Isso é mais do que suficiente para remodelar a arquitetura do colapso.

Quando uma nuvem giratória colapsa, todo o gás não cai diretamente na protoestrela. Em vez disso, o eixo do spin define um "equador" para a cloudlet (o equador seria perpendicular ao eixo do spin). O material em rotação proveniente das regiões equatoriais das nuvens não pode cair diretamente sobre a estrela. Em vez disso, ele acaba se movendo em torno do eixo de rotação tão rápido que entra em órbita ao redor da protoestrela em vez de cair sobre ela. Dessa forma, um disco de gás e poeira se forma ao redor da protoestrela. Essa estrutura, chamada de disco de acreção, servirá como um reservatório de material que lentamente espiral através do disco e, eventualmente, chega à protoestrela. Embora originalmente uma construção teórica (exigida pela conservação do momento angular), os astrônomos que usam o conjunto de radiotelescópios ALMA agora têm imagens impressionantes de alta resolução desses discos em regiões de formação de estrelas ao redor da galáxia.

A aparência desses discos está diretamente ligada ao aparecimento de astrônomos como eu, que os estudam. Os discos de acreção são onde os planetas se formam. À medida que a poeira e o gás orbitam a protoestrela, uma longa série de interações começa. Os grãos de poeira colidem para formar grãos de poeira maiores, que então colidem para formar seixos, que então formam rochas e depois pedregulhos, e assim por diante, até os planetas. Obviamente, há mais no processo de construção do planeta do que isso.

A história da formação do planeta é complicada, fascinante e ainda está sendo trabalhada. Mas o ponto importante para nossa história de formação estelar é que, embora comece com uma nuvem de gás interestelar que abrange um ano-luz, ela termina com planetas. E em alguns desses planetas, a vida se formará, e é por isso que a história da formação estelar realmente termina não apenas com planetas, mas você e eu.