Astronomia

Gás Interstelar

Objectivos de Aprendizagem

No final desta secção, será capaz de o fazer:

• Nomear os principais tipos de gás interestelar
• Discutar como podemos observar cada tipo
• Descrever a temperatura e outras propriedades principais de cada tipo

Gás interestelar, dependendo da sua localização, pode ser tão frio como alguns graus acima do zero absoluto ou tão quente como um milhão de graus ou mais. Começaremos a nossa viagem através do meio interestelar explorando as diferentes condições em que encontramos gás.

Regiões de Hidrogénio (H II) – Gás Próximo de Estrelas Quentes

Figure 1. Nebulosa de Orion: O brilho vermelho que impregna a grande Nebulosa de Orion é produzido pela primeira linha da série Balmer de hidrogénio. A emissão de hidrogénio indica que existem estrelas jovens quentes nas proximidades que ionizam estas nuvens de gás. Quando os electrões recombinam com prótons e voltam a descer para órbitas de energia mais baixas, são produzidas linhas de emissão. A cor azul vista nas extremidades de algumas das nuvens é produzida por pequenas partículas de poeira que espalham a luz das estrelas quentes. O pó também pode ser visto em silhueta contra o gás incandescente. (crédito: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) e Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team)

algumas das mais espectaculares fotografias astronómicas mostram gás interestelar localizado perto de estrelas quentes (Figura 1). A linha mais forte na região visível do espectro de hidrogénio é a linha vermelha nos Cientistas também chamam a esta linha Balmer vermelha a linha H-alfa, com alfa significando que é a primeira linha espectral da série Balmer. (como explicado no capítulo sobre Radiação e Espectros); esta linha de emissão é responsável pelo brilho vermelho característico em imagens como a Figura 1.

As estrelas quentes são capazes de aquecer o gás próximo a temperaturas próximas de 10.000 K. A radiação ultravioleta das estrelas também ioniza o hidrogénio (lembre-se que durante a ionização, o electrão é completamente removido do protão). Um tal protão descolado não ficará sozinho para sempre quando os electrões atraentes estiverem por perto; captará um electrão livre, tornando-se uma vez mais um hidrogénio neutro. Contudo, tal átomo neutro pode então absorver novamente a radiação ultravioleta e iniciar o ciclo de novo. Num momento típico, a maioria dos átomos próximos de uma estrela quente estão no estado ionizado.

Desde que o hidrogénio é o principal constituinte do gás interestelar, caracterizamos frequentemente uma região do espaço de acordo com o facto de o seu hidrogénio ser neutro ou ionizado. Uma nuvem de hidrogénio ionizado é chamada uma região H II. (Os cientistas que trabalham com espectros utilizam o numeral romano I para indicar que um átomo é neutro; sucessivamente são utilizados numerais romanos mais elevados para cada fase superior de ionização. H II refere-se assim ao hidrogénio que perdeu o seu único electrão; Fe III é ferro com dois electrões em falta.)

Os electrões que são capturados pelos núcleos de hidrogénio em cascata para baixo através dos vários níveis de energia dos átomos de hidrogénio no seu caminho para o nível mais baixo, ou estado de terra. Durante cada transição para baixo, eles desistem de energia sob a forma de luz. O processo de conversão da radiação ultravioleta em luz visível é chamado fluorescência. O gás interestelar contém outros elementos para além do hidrogénio. Muitos deles são também ionizados na proximidade de estrelas quentes; captam depois electrões e emitem luz, tal como o hidrogénio, permitindo que sejam observados pelos astrónomos. Mas geralmente, a linha vermelha de hidrogénio é a mais forte, e é por isso que as regiões H II parecem vermelhas.

A luz fluorescente na Terra funciona utilizando os mesmos princípios que uma região H II fluorescente. Quando se liga a corrente, os electrões colidem com átomos de vapor de mercúrio no tubo. O mercúrio é excitado para um estado de alta energia devido a estas colisões. Quando os electrões nos átomos de mercúrio regressam a níveis de energia mais baixos, parte da energia que emitem é sob a forma de fotões ultravioletas. Estes, por sua vez, atingem uma tela revestida de fósforo na parede interior do tubo luminoso. Os átomos no ecrã absorvem os fotões ultravioletas e emitem luz visível à medida que caem em cascata entre os níveis de energia. (A diferença é que estes átomos emitem uma gama mais ampla de cores de luz, que se misturam para dar o brilho branco característico das luzes fluorescentes, enquanto que os átomos de hidrogénio numa região H II emitem um conjunto mais limitado de cores.)

Neutral Hydrogen Clouds

As estrelas muito quentes necessárias para produzir regiões H II são raras, e apenas uma pequena fracção de matéria interestelar está suficientemente perto de tais estrelas quentes para serem ionizadas por elas. A maior parte do volume do meio interestelar é preenchido com hidrogénio neutro (não ionizado). Como é que o procuramos?

Figure 2. Linhas de Absorção através de uma Nuvem Interstelar de Pó: Quando existe uma quantidade significativa de matéria interestelar fria entre nós e uma estrela, podemos ver as linhas de absorção do gás no espectro da estrela. Podemos distinguir os dois tipos de linhas porque, enquanto as linhas da estrela são largas, as linhas do gás são mais estreitas.

Felizmente, átomos de hidrogénio neutros a temperaturas típicas do gás no espaço interestelar não emitem nem absorvem luz na parte visível do espectro. Nem, na sua maioria, fazem os outros elementos vestigiais que estão misturados com o hidrogénio interestelar. No entanto, alguns destes outros elementos podem absorver a luz visível mesmo a temperaturas típicas do espaço interestelar. Isto significa que quando observamos uma fonte brilhante, como uma estrela quente ou uma galáxia, podemos por vezes ver linhas adicionais no seu espectro produzidas quando o gás interestelar absorve a luz a frequências específicas (ver figura 2). Algumas das linhas de absorção interestelares mais fortes são produzidas por cálcio e sódio, mas muitos outros elementos também podem ser detectados em observações suficientemente sensíveis (como discutido em Radiação e Espectros).

As primeiras provas de absorção por nuvens interestelares vieram da análise de uma estrela binária espectroscópica (ver The Stars: A Celestial Census), publicada em 1904. Enquanto a maioria das linhas do espectro deste binário se deslocou alternadamente de comprimentos de onda mais longos para comprimentos de onda mais curtos e vice-versa, como seria de esperar do efeito Doppler para estrelas em órbita à volta umas das outras, algumas linhas do espectro permaneceram fixas em comprimento de onda. Uma vez que ambas as estrelas estão em movimento num sistema binário, linhas que não mostravam movimento confundiram os astrónomos. As linhas também eram peculiares na medida em que eram muito, muito mais estreitas do que as restantes linhas, indicando que o gás que as produzia estava a uma pressão muito baixa. Trabalhos posteriores demonstraram que estas linhas não se formavam de todo na atmosfera da estrela, mas sim numa nuvem fria de gás localizada entre a Terra e a estrela binária.

Embora estas e observações semelhantes provassem que havia gás interestelar, ainda não conseguiam detectar hidrogénio, o elemento mais comum, devido à sua falta de características espectrais na parte visível do espectro. (A linha Balmer de hidrogénio está na faixa visível, mas apenas os átomos de hidrogénio excitado o produzem. No meio interestelar frio, os átomos de hidrogénio estão todos no estado de terra e nenhum electrão se encontra nos níveis de energia mais elevados necessários para produzir as linhas de emissão ou de absorção da série Balmer). A detecção directa de hidrogénio teve de aguardar o desenvolvimento de telescópios capazes de ver alterações de muito baixa energia nos átomos de hidrogénio em outras partes do espectro. As primeiras observações foram feitas utilizando radiotelescópios, e a emissão e absorção de rádio pelo hidrogénio interestelar continua a ser uma das nossas principais ferramentas para estudar as vastas quantidades de hidrogénio frio no universo até hoje.

Em 1944, enquanto ainda era estudante, o astrónomo holandês Hendrik van de Hulst previu que o hidrogénio produziria uma linha forte a um comprimento de onda de 21 centímetros. É um comprimento de onda bastante longo, implicando que a onda tem uma frequência tão baixa e baixa energia que não pode vir de electrões a saltar entre níveis energéticos (como discutimos em Radiação e Espectros). Em vez disso, a energia é emitida quando o electrão vira, algo como um acrobata num circo que vira na vertical depois de estar em pé na sua cabeça.

Figure 3. Formação da linha de 21 centímetros: Quando o electrão num átomo de hidrogénio está na órbita mais próxima do núcleo, o protão e o electrão podem estar a rodar (a) na mesma direcção ou (b) em direcções opostas. Quando o electrão vira, o átomo ganha ou perde um bocadinho de energia absorvendo ou emitindo energia electromagnética com um comprimento de onda de 21 centímetros.

A inversão funciona assim: um átomo de hidrogénio é composto por um próton e um electrão ligados entre si. Tanto o protão como o electrão actuam se estiverem a girar como topos, e os eixos de rotação dos dois topos podem ser apontados na mesma direcção (alinhados) ou em direcções opostas (anti-alinhados). Se o protão e o electrão girassem em direcções opostas, o átomo como um todo teria uma energia muito ligeiramente menor do que se os dois giros estivessem alinhados (Figura 3). Se um átomo em estado de menor energia (giros opostos) adquirisse uma pequena quantidade de energia, então os giros do protão e do electrão poderiam ser alinhados, deixando o átomo num estado ligeiramente excitado. Se o átomo voltasse a perder essa mesma quantidade de energia, voltaria ao seu estado de solo. A quantidade de energia envolvida corresponde a uma onda com um comprimento de onda de 21 centímetros; por conseguinte, é conhecida como a linha dos 21 centímetros. Os átomos de hidrogénio neutros podem adquirir pequenas quantidades de energia através de colisões com outros átomos de hidrogénio ou com electrões livres. Tais colisões são extremamente raras nos gases esparsos do espaço interestelar. Um átomo individual pode esperar séculos antes de um tal encontro alinhar as rotações do seu próton e electrão. No entanto, durante muitos milhões de anos, uma fracção significativa dos átomos de hidrogénio é excitada por uma colisão. (Lá fora, no espaço frio, isso é tão excitante como um átomo experimenta tipicamente.)

Figure 4. Harold Ewen (1922-2015) e Edward Purcell (1912-1997): Vemos Harold Ewen em 1952 a trabalhar com a antena corneta (no topo do laboratório de física de Harvard) que fez a primeira detecção de radiação interestelar de 21 cm. O inset mostra Edward Purcell, o vencedor do Prémio Nobel da Física de 1952, alguns anos mais tarde. (crédito: modificação do trabalho por NRAO)

Um átomo excitado pode mais tarde perder o seu excesso de energia ao colidir com outra partícula ou ao emitir uma onda de rádio com um comprimento de onda de 21 centímetros. Se não houver colisões, um átomo de hidrogénio excitado esperará uma média de cerca de 10 milhões de anos antes de emitir um fotão e regressar ao seu estado de menor energia. Embora a probabilidade de qualquer átomo emitir um fotão seja baixa, há tantos átomos de hidrogénio numa típica nuvem de gás que colectivamente produzirão uma linha observável a 21 centímetros.

Equipamento suficientemente sensível para detectar a linha de 21 cm de hidrogénio neutro tornou-se disponível em 1951. Os astrónomos holandeses tinham construído um instrumento para detectar as ondas de 21 centímetros que tinham previsto, mas um incêndio destruiu-o. Como resultado, dois físicos de Harvard, Harold Ewen e Edward Purcell, fizeram a primeira detecção (Figura 4), logo seguida por confirmações dos holandeses e de um grupo na Austrália. Desde a detecção da linha de 21 cm, muitas outras linhas de rádio produzidas por átomos e moléculas foram descobertas (como discutiremos dentro de momentos), e estas permitiram aos astrónomos mapear o gás neutro em toda a nossa Galáxia natal. Os astrónomos também detectaram gás neutro interestelar, incluindo hidrogénio, em muitos outros comprimentos de onda desde o infravermelho ao ultravioleta.

Observações de rádio modernas mostram que a maior parte do hidrogénio neutro na nossa Galáxia está confinada a uma camada extremamente plana, com menos de 300 anos-luz de espessura, que se estende por todo o disco da Via Láctea Galáxia. Este gás tem densidades que variam de cerca de 0,1 a cerca de 100 átomos por cm3, e existe a uma vasta gama de temperaturas, desde cerca de 100 K (-173 °C) até cerca de 8000 K. Estas regiões de gás quente e frio são intercaladas entre si, e a densidade e temperatura em qualquer ponto particular do espaço estão constantemente a mudar.

Ultra-Hot Interstellar Gas

Embora as temperaturas de 10.000 K encontradas nas regiões H II possam parecer quentes, não são a fase mais quente do meio interestelar. Alguns dos gases interestelares estão a uma temperatura de um milhão de graus, apesar de não haver nenhuma fonte visível de calor nas proximidades. A descoberta deste gás interestelar ultra quente foi uma grande surpresa. Antes do lançamento de observatórios astronómicos no espaço, que podiam ver radiação nas partes ultravioleta e de raios X do espectro, os astrónomos assumiram que a maior parte da região entre estrelas estava cheia de hidrogénio a temperaturas não mais quentes do que as encontradas nas regiões H II. Mas os telescópios lançados acima da atmosfera terrestre obtiveram espectros ultravioleta que continham linhas interestelares produzidas por átomos de oxigénio que foram ionizados cinco vezes. Para retirar cinco electrões das suas órbitas em torno de um núcleo de oxigénio, é necessária muita energia. Observações posteriores com telescópios de raios X em órbita revelaram que a Galáxia está cheia de numerosas bolhas de gás emissor de raios X. Para emitir raios X, e para conter átomos de oxigénio que foram ionizados cinco vezes, o gás tem de ser aquecido a temperaturas de um milhão de graus ou mais.

Figure 5. Vela Supernova Remanescente: Há cerca de 11.000 anos atrás, uma estrela moribunda na constelação de Vela explodiu, tornando-se tão brilhante como a lua cheia nos céus da Terra. É possível ver os filamentos redondos fracos dessa explosão no centro desta imagem colorida. Os bordos do remanescente colidem com o meio interestelar, aquecendo o gás que eles sulcam até temperaturas de milhões de telescópios K. Os telescópios no espaço também revelam uma esfera brilhante de radiação de raios X do remanescente. (crédito: Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA FITS Liberator, Davide De Martin)

Os teóricos mostraram agora que a fonte de energia que produz estas temperaturas notáveis é a explosão de estrelas maciças no fim das suas vidas (Figura 5). Tais explosões, chamadas supernovas, serão discutidas em pormenor no capítulo sobre A Morte das Estrelas. Por agora, diremos apenas que algumas estrelas, perto do fim das suas vidas, se tornam instáveis e explodem literalmente. Estas explosões lançam gás no espaço interestelar a velocidades de dezenas de milhares de quilómetros por segundo (até cerca de 30% da velocidade da luz). Quando este gás ejectado colide com o gás interestelar, produz choques que aquecem o gás a milhões ou dezenas de milhões de graus.

Astrónomos estimam que uma supernova explode aproximadamente a cada 100 anos algures na Galáxia. Em média, os choques lançados pelas supernovas varrem qualquer ponto da Galáxia cerca de uma vez em cada poucos milhões de anos. Estes choques mantêm algum espaço interestelar cheio de gás a temperaturas de milhões de graus, e perturbam continuamente o gás mais frio, mantendo-o em constante e turbulento movimento.

Molecular Clouds

A poucas moléculas simples no espaço, tais como CN e CH, foram descobertas há décadas porque produzem linhas de absorção nos espectros de luz visível das estrelas atrás delas. Quando equipamento mais sofisticado para obter espectros em comprimentos de onda de rádio e infravermelhos se tornou disponível, os astrónomos – para sua surpresa – encontraram moléculas muito mais complexas também em nuvens interestelares.

Apenas como os átomos deixam as suas “impressões digitais” no espectro da luz visível, de modo que a vibração e rotação dos átomos dentro das moléculas pode deixar impressões digitais espectrais em ondas de rádio e infravermelhos. Se espalharmos a radiação em comprimentos de onda tão longos, podemos detectar linhas de emissão ou de absorção nos espectros que são características de moléculas específicas. Ao longo dos anos, experiências nos nossos laboratórios mostraram-nos os comprimentos de onda exactos associados a alterações na rotação e vibração de muitas moléculas comuns, dando-nos um modelo de possíveis linhas contra as quais podemos agora comparar as nossas observações de matéria interestelar.

A descoberta de moléculas complexas no espaço foi uma surpresa porque a maior parte do espaço interestelar é preenchido com luz ultravioleta das estrelas, e esta luz é capaz de dissociar as moléculas (separando-as em átomos individuais). Em retrospectiva, contudo, a presença de moléculas não é surpreendente. Como discutiremos mais adiante na próxima secção, e já vimos acima, o espaço interestelar também contém quantidades significativas de poeira capaz de bloquear a luz estelar. Quando esta poeira se acumula num único local, o resultado é uma nuvem escura onde a luz estelar ultravioleta é bloqueada e as moléculas podem sobreviver. A maior destas estruturas é criada onde a gravidade puxa o gás interestelar para formar nuvens moleculares gigantes, estruturas tão maciças como um milhão de vezes a massa do Sol. Dentro destas, a maior parte do hidrogénio interestelar formou a molécula H2 (hidrogénio molecular). Outras moléculas mais complexas estão também presentes em quantidades muito menores.

Nuvens moleculares gigantes têm densidades de centenas a milhares de átomos por cm3, muito mais densas que o espaço interestelar é, em média, muito mais denso. Como resultado, embora representem uma fracção muito pequena do volume do espaço interestelar, contêm uma fracção significativa – 20-30% da massa total do gás da Via Láctea. Devido à sua alta densidade, as nuvens moleculares bloqueiam a luz estelar ultravioleta, o principal agente de aquecimento da maior parte do gás interestelar. Como resultado, tendem a ser extremamente frias, com temperaturas típicas próximas dos 10 K (-263 °C). As nuvens moleculares gigantes são também os locais onde novas estrelas se formam, como discutiremos abaixo.

Figure 6. Fullerene C60: Esta perspectiva tridimensional mostra a disposição característica em forma de gaiola dos 60 átomos de carbono numa molécula de Fullerene C60. Fullerene C60 é também conhecido como “buckyball”, ou como o seu nome completo, buckminsterfullerene, devido à sua semelhança com as cúpulas arquitectónicas multifacetadas concebidas pelo inventor americano R. Buckminster Fuller.

É nestas regiões escuras do espaço, protegidas da luz estelar, que as moléculas se podem formar. As reacções químicas que ocorrem tanto no gás como na superfície dos grãos de poeira levam a compostos muito mais complexos, centenas dos quais foram identificados no espaço interestelar. Entre os mais simples destes estão a água (H2O), o monóxido de carbono (CO), que é produzido por incêndios na Terra, e o amoníaco (NH3), cujo cheiro se reconhece em fortes produtos de limpeza doméstica. O monóxido de carbono é particularmente abundante no espaço interestelar e é a principal ferramenta que os astrónomos utilizam para estudar nuvens moleculares gigantes. Infelizmente, a molécula mais abundante, H2, é particularmente difícil de observar directamente porque na maioria das nuvens moleculares gigantes, é demasiado fria para emitir mesmo em comprimentos de onda de rádio. O CO, que tende a estar presente onde quer que H2 seja encontrado, é um emissor muito melhor e é frequentemente utilizado pelos astrónomos para rastrear o hidrogénio molecular.

As moléculas mais complexas que os astrónomos encontraram são principalmente combinações de hidrogénio, oxigénio, carbono, nitrogénio, e átomos de enxofre. Muitas destas moléculas são orgânicas (aquelas que contêm carbono e estão associadas com a química do carbono da vida na Terra). Elas incluem formaldeído (utilizado para preservar tecidos vivos), álcool (ver a caixa de características em Cocktails in Space), e anticongelante.

Em 1996, os astrónomos descobriram ácido acético (o ingrediente principal do vinagre) numa nuvem deitada na direcção da constelação de Sagitário. Para equilibrar o ácido com o doce, foi também encontrado um açúcar simples (glicolaldeído). Os maiores compostos ainda descobertos no espaço interestelar são fullerenes, moléculas em que 60 ou 70 átomos de carbono estão dispostos numa configuração de gaiola (ver Figura 6). Ver Tabela 1 para uma lista de algumas das moléculas interestelares mais interessantes que foram encontradas até agora.

As nuvens interestelares frias também contêm cianoacetileno (HC3N) e acetaldeído (CH3CHO), geralmente considerados como pontos de partida para a formação de aminoácidos. Estes são blocos de construção de proteínas, que se encontram entre os produtos químicos fundamentais a partir dos quais os organismos vivos na Terra são construídos. A presença destas moléculas orgânicas não implica que a vida exista no espaço, mas mostra que os blocos de construção química da vida podem formar-se sob uma vasta gama de condições no universo. À medida que aprendemos mais sobre como as moléculas complexas são produzidas em nuvens interestelares, ganhamos uma maior compreensão dos tipos de processos que precederam o início da vida na Terra há milhares de milhões de anos atrás.

Glossary

nuvem molecular: uma nuvem interestelar grande, densa e fria; devido ao seu tamanho e densidade, este tipo de nuvem pode impedir que a radiação ultravioleta atinja o seu interior, onde as moléculas são capazes de formar

H II região: a região de hidrogénio ionizado no espaço interestelar