Começa Com Um Estrondo

Como foi quando as primeiras estrelas começaram a iluminar o universo?

Uma ilustração das primeiras estrelas se acendendo no Universo. Sem metais para resfriar as estrelas, apenas os maiores aglomerados dentro de uma nuvem de grande massa podem se tornar estrelas. (NASA)

Logo após o Big Bang, o Universo ficou completamente escuro. As primeiras estrelas, quando acenderam, mudaram tudo.

Por talvez 100 milhões de anos, o Universo foi desprovido de estrelas. A matéria no Universo precisou de apenas meio milhão de anos para formar átomos neutros, mas a gravitação em escalas cósmicas é um processo lento, dificultado ainda mais pelas altas energias da radiação com que o Universo nasceu. À medida que o Universo esfriava, a gravitação começou a juntar a matéria em aglomerados e, eventualmente, aglomerados, crescendo cada vez mais rápido à medida que mais matéria era atraída.

Eventualmente, chegamos ao ponto em que densas nuvens de gás poderiam entrar em colapso, formando objetos que eram quentes e massivos o suficiente para desencadear a fusão nuclear em seus núcleos. Quando essas primeiras reações em cadeia de hidrogênio em hélio começaram a ocorrer, pudemos finalmente afirmar que as primeiras estrelas haviam nascido. Aqui está como o Universo era naquela época.

As regiões superdensas crescem e crescem ao longo do tempo, mas são limitadas em seu crescimento tanto pelos pequenos tamanhos iniciais das superdensidades quanto pela presença de radiação que ainda é energética, o que impede que a estrutura cresça mais rapidamente. Leva dezenas a centenas de milhões de anos para formar as primeiras estrelas; aglomerados de matéria existem muito antes disso, no entanto. (AARON SMITH/TACC/UT-AUSTIN)

Com o passar dos 50 a 100 milhões de anos, o Universo não é mais completamente uniforme, mas começou a formar a grande teia cósmica sob a influência cósmica da gravidade. As regiões inicialmente superdensas cresceram cada vez mais, atraindo cada vez mais matéria para elas ao longo do tempo. Enquanto isso, as regiões que começaram com uma densidade de matéria menor do que a média foram menos capazes de segurá-la, cedendo-a às regiões mais densas.

O resultado é que as regiões mais densas começam a formar estrelas, enquanto as regiões um pouco menos densas chegarão lá eventualmente, mas dezenas a centenas de milhões de anos depois. As regiões de apenas uma sobredensidade modesta levarão talvez meio bilhão de anos ou mais para chegar lá, enquanto as regiões de densidade média podem não formar estrelas até que alguns bilhões de anos se passem.

As primeiras estrelas e galáxias do Universo serão cercadas por átomos neutros de (principalmente) gás hidrogênio, que absorve a luz das estrelas. Sem metais para resfriá-los ou irradiar energia, apenas aglomerados de grande massa nas regiões de massa mais pesada podem formar estrelas. A primeira estrela provavelmente se formará com 50 a 100 milhões de anos de idade, com base em nossas melhores teorias de formação de estruturas. (NICOLE RAGER FULLER / FUNDAÇÃO NACIONAL DE CIÊNCIAS)

As primeiras estrelas, quando se inflamam, o fazem nas profundezas das nuvens moleculares. Eles são feitos quase exclusivamente de hidrogênio e hélio; com exceção de aproximadamente 1 parte em um bilhão do Universo que é o lítio, não há elementos mais pesados. À medida que o colapso gravitacional ocorre, a energia fica presa dentro desse gás, fazendo com que a proto-estrela aqueça.

É somente quando, sob condições de alta densidade, a temperatura cruza um limite crítico de cerca de 4 milhões de K, que a fusão nuclear pode começar. Quando isso ocorre, as coisas começam a ficar interessantes.

A versão mais direta e de menor energia da cadeia próton-próton, que produz hélio-4 a partir do combustível inicial de hidrogênio. (WIKIMEDIA COMMONS USUÁRIO SARANG)

Por um lado, a grande corrida cósmica que ocorrerá em todas as futuras regiões de formação de estrelas começa pela primeira vez no Universo. À medida que a fusão começa no núcleo, o colapso gravitacional que continua a aumentar a massa da estrela é subitamente neutralizado pela pressão de radiação que emana do interior.

Em um nível subatômico, os prótons estão se fundindo em uma reação em cadeia para formar deutério, depois trítio ou hélio-3 e depois hélio-4, emitindo energia a cada etapa. À medida que a temperatura aumenta no núcleo, a energia emitida aumenta, eventualmente lutando contra a queda de massa devido à gravidade.

A concepção de um artista de como o Universo pode se parecer ao formar estrelas pela primeira vez. À medida que brilham e se fundem, a radiação será emitida, tanto eletromagnética quanto gravitacional. Mas a conversão de matéria em energia faz outra coisa: luta contra a gravitação. (NASA/JPL-CALTECH/R. HURT (SSC))

Essas estrelas mais antigas, assim como as estrelas modernas, crescem rapidamente devido à gravitação. Mas, ao contrário das estrelas modernas, elas não têm elementos pesados, então não podem esfriar tão rapidamente; é mais difícil irradiar energia sem elementos pesados . Como você precisa esfriar para entrar em colapso, isso significa que são apenas os aglomerados maiores e mais massivos que levarão às estrelas.

E assim as primeiras estrelas que formamos no jovem Universo são cerca de 10 vezes mais massivas que o nosso Sol em média, com as mais massivas atingindo muitas centenas ou mesmo milhares de massas solares. (Em comparação, a estrela média hoje tem apenas cerca de 40% da massa do nosso Sol.)

O (moderno) sistema de classificação espectral Morgan-Keenan, com a faixa de temperatura de cada classe de estrelas mostrada acima, em kelvin. A esmagadora maioria das estrelas hoje são estrelas da classe M, com apenas 1 estrela conhecida da classe O ou B dentro de 25 parsecs. Nosso Sol é uma estrela da classe G. No entanto, no início do Universo, quase todas as estrelas eram estrelas da classe O ou B, com uma massa média 25 vezes maior que a média das estrelas atuais. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS LUCASVB, ADIÇÕES DE E. SIEGEL)

A radiação emitida por essas estrelas muito massivas tem um pico diferente do nosso Sol. Enquanto nosso Sol emite principalmente luz visível, essas estrelas primitivas mais massivas emitem predominantemente luz ultravioleta: fótons de energia mais alta do que normalmente temos hoje. Os fótons ultravioleta não causam apenas queimaduras solares nos humanos; eles têm energia suficiente para expulsar os elétrons dos átomos que encontram: eles ionizam a matéria.

Como a maior parte do Universo é feita de átomos neutros, com essas primeiras estrelas aparecendo nessas nuvens de gás, a primeira coisa que a luz faz é colidir com os átomos neutros que as cercam. E a primeira coisa que esses átomos fazem é ionizar: quebrar em núcleos e elétrons livres, pela primeira vez desde que o Universo tinha algumas centenas de milhares de anos.

A região de formação de estrelas NGC 2174 mostra a nebulosidade, a matéria neutra e a presença de elementos externos à medida que o gás evapora. O material circundante também se torna ionizado, levando ao seu próprio conjunto interessante de física. (NASA, ESA E A EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA), E J. HESTER)

Esse processo é conhecido como reionização, pois é a segunda vez na história do Universo que os átomos se ionizam. No entanto, como a maior parte do Universo leva muito tempo para formar estrelas, ainda não há fótons ultravioleta suficientes para ionizar a maior parte da matéria. Por centenas de milhões de anos, os átomos neutros dominarão os reionizados. A luz das primeiras estrelas não vai muito longe; ele é absorvido pelos átomos neutros intermediários em quase todos os lugares. Alguns deles dispersarão a luz, enquanto outros se tornarão ionizados novamente, o que é interessante.

A concepção de um artista de como o Universo pode se parecer ao formar estrelas pela primeira vez. À medida que brilham e se fundem, a radiação será emitida, tanto eletromagnética quanto gravitacional. Os átomos neutros que o cercam são ionizados e são expelidos, extinguindo (ou terminando) a formação e o crescimento de estrelas nessa região. (NASA/ESA/ESO/WOLFRAM FREUDLING ET AL. (STECF))

A ionização e a intensa pressão de radiação das primeiras estrelas forçam a formação de estrelas a cessar logo após seu início; a maior parte das nuvens de gás que dão origem às estrelas é explodida e evaporada por essa radiação. A matéria que permanece colapsa em um disco protoplanetário, assim como acontece hoje, mas sem elementos pesados, apenas planetas gigantes e difusos podem se formar. As primeiras estrelas de todas não poderiam ter se pendurado em planetas pequenos e rochosos, pois a pressão da radiação os destruiria completamente.

A radiação não apenas destrói planetas aspirantes, mas também destrói átomos, chutando elétrons energeticamente dos núcleos e enviando-os para o meio interestelar. Mas mesmo isso leva a outra parte interessante da história.

As primeiras estrelas do Universo podem não se formar até 50 a 100 milhões de anos após o Big Bang, devido ao fato de que a formação da estrutura leva muito tempo, com base nas pequenas flutuações iniciais das quais elas crescem e na taxa lenta de crescimento que a grande quantidade de radiação ainda em torno exige. Quando o fazem, só podem formar planetas gigantes gasosos nos discos protoplanetários ao seu redor; todo o resto é destruído pela radiação. (NASA, ESA E G. BACON (STSCI); CRÉDITO CIENTÍFICO: NASA, ESA E J. MAUERHAN)

Sempre que um átomo se torna ionizado, há uma chance de encontrar um elétron livre que foi expulso de outro átomo, levando a um novo átomo neutro. Quando átomos neutros se formam, seus elétrons caem em cascata nos níveis de energia, emitindo fótons de diferentes comprimentos de onda. A última dessas linhas é a mais forte: a linha Lyman-alfa, que contém mais energia. Algumas das primeiras luzes visíveis no Universo são essa linha Lyman-alfa, permitindo que os astrônomos procurem essa assinatura onde quer que exista luz.

A segunda linha mais forte é aquela que transita do terceiro nível de energia mais baixo para o segundo mais baixo: a linha Balmer-alfa. Esta linha é interessante para nós porque é de cor vermelha e visível ao olho humano.

As transições de elétrons no átomo de hidrogênio, juntamente com os comprimentos de onda dos fótons resultantes, mostram o efeito da energia de ligação e a relação entre o elétron e o próton na física quântica. A transição mais forte do hidrogênio é Lyman-alpha (n=2 para n=1), mas sua segunda mais forte é visível: Balmer-alpha (n=3 para n=2). (USUÁRIOS DO WIKIMEDIA COMMONS SZDORI E ORANGEDOG)

Se um humano fosse magicamente transportado para esse tempo primitivo, veríamos o brilho difuso da luz das estrelas, visto através da névoa de átomos neutros. Mas onde quer que os átomos se ionizassem nos arredores desses jovens aglomerados de estrelas, haveria um brilho rosado vindo deles: uma mistura da luz branca das estrelas e o brilho vermelho da linha Balmer-alfa.

Este sinal é tão forte que é visível até hoje, em ambientes como a Nebulosa de Órion na Via Láctea.

A grande Nebulosa de Órion é um exemplo fantástico de uma nebulosa de emissão, como evidenciado por seus tons vermelhos e sua emissão característica em 656,3 nanômetros. (NASA, ESA, M. ROBBERTO (INSTITUTO DE CIÊNCIA DO TELESCÓPIO ESPACIAL/ESA) E A EQUIPE DO PROJETO DO TESOURO ORION DO TELESCÓPIO ESPACIAL HUBBLE)

Após o Big Bang, o Universo ficou escuro por milhões e milhões de anos; depois que o brilho do Big Bang desaparece, não há nada que os olhos humanos possam ver. Mas quando a primeira onda de formação de estrelas acontece, crescendo em um crescendo cósmico em todo o Universo visível, a luz das estrelas luta para sair. A névoa de átomos neutros que permeia todo o espaço absorve a maior parte, mas fica ionizada no processo. Parte dessa matéria reionizada se tornará neutra novamente, emitindo luz quando isso acontecer, incluindo a linha de 21 cm em escalas de tempo de ~10 milhões de anos.

Mas é preciso muito mais do que as primeiras estrelas para realmente acender as luzes do Universo. Para isso, precisamos mais do que apenas as primeiras estrelas; precisamos deles para viver, queimar seu combustível, morrer e dar origem a muito mais. As primeiras estrelas não são o fim; eles são o começo da história cósmica que nos dá origem.

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: