Começa Com Um Estrondo

Como foi quando nosso sistema solar se formou?

Impressão artística de uma jovem estrela cercada por um disco protoplanetário. Quando a fusão nuclear começou no núcleo central do nosso Sol, nosso Sistema Solar pode ter sido muito semelhante a isso. (ESO/L. CALÇADA)

O que aconteceu há 4,56 bilhões de anos é a parte mais importante da história cósmica que já aconteceu conosco.

Se você olhar para o nosso Universo no momento em que nosso Sistema Solar se formou, nada pareceria fora do comum. A Via Láctea pareceria relativamente isolada: o segundo maior membro de um grupo relativamente pequeno de galáxias. Galáxias anãs pequenas seriam vistas lentamente se fundindo e sendo adquiridas por outras maiores, assim como em todo o Universo. E por toda a Via Láctea, centenas de bilhões de estrelas já estão brilhando, com aglomerados de gás ocasionalmente se contraindo ao longo de seus braços espirais para desencadear novas ondas de formação de estrelas. Existem dezenas a centenas dessas regiões ativas em nossa galáxia a qualquer momento.

Em uma dessas regiões, 9,2 bilhões de anos após o Big Bang, nosso Sol, planetas e Sistema Solar se formaram. Aqui está como era quando o Universo fez o que se tornaria nós.

A jovem protoestrela M17-SO1, fotografada com o telescópio Subaru. Este objeto recém-formado é devido a uma nuvem de gás em colapso e algum dia se tornará uma estrela, mas ainda não é uma. (SUBARU/NAOJ)

Nuvens de gás vêm se contraindo para formar estrelas por mais de 99% da história do Universo, mas sistemas como o nosso nem sempre foram possíveis. Foram necessárias gerações de estrelas vivendo e morrendo, queimando seu combustível, transformando-se em supernova, explodindo suas camadas externas e tendo colisões de anãs brancas-anãs brancas e estrelas de nêutrons-estrelas de nêutrons ocorrendo para encher nossa galáxia com os elementos pesados que teríamos mais tarde. necessidade para a vida.

Foi somente com essas matérias-primas no lugar que nosso Sistema Solar teve o potencial de nos dar origem. Mas para que existíssemos com as propriedades que tínhamos, uma série de outras coisas tiveram que se alinhar perfeitamente.

As galáxias espirais têm a forma aproximada de uma panqueca: o gás dentro delas está em um disco fino que é mais denso no centro e menos denso na periferia. À medida que giram, as partes internas giram em torno de um número maior de vezes do que as partes externas; as galáxias giram diferencialmente, em vez de como um disco giratório.

Os elementos mais pesados acabam preferencialmente nas regiões centrais, enquanto os elementos mais leves acabam nas periferias. Nosso Sistema Solar se formou a partir de uma nuvem de gás a meio caminho da borda do disco, a cerca de 25.000 anos-luz do centro, na parte central do disco, se você o cortar longitudinalmente. Quando nosso Sistema Solar se formou, éramos feitos de cerca de 70% de hidrogênio e 28% de hélio, e apenas cerca de 2% de todo o resto combinado. Ainda assim, isso representa um longo caminho desde o Big Bang, onde tudo era 75% de hidrogênio, 25% de hélio e praticamente nada mais.

Composto de gás e poeira, o pilar retratado reside em um berçário estelar tempestuoso chamado Nebulosa Carina, localizado a 7.500 anos-luz de distância na constelação sul de Carina, conforme fotografado em luz visível pelo Hubble. As estrelas que se formam no interior provavelmente têm as mesmas proporções de elementos umas das outras, com elementos ainda mais pesados do que o nosso Sol possui. (NASA, ESA E A EQUIPE HUBBLE SM4 ERO)

A forma como a maioria das estrelas se forma em galáxias como a nossa – em galáxias espirais evoluídas que são relativamente silenciosas – é quando nuvens de gás no disco passam por um dos braços espirais. O material é canalizado para essas nuvens, fazendo com que atinja uma densidade ainda maior que a média do que antes, o que muitas vezes pode desencadear o colapso gravitacional. Quando o colapso acontece, essas nuvens de gás, que podem variar de milhares a milhões de vezes a massa do Sol, começam a se fragmentar em uma miríade de pequenos aglomerados.

Os maiores aglomerados para a primeira forma começam a atrair a maior parte da matéria e se transformam nas maiores estrelas. Aglomerados menores crescem mais lentamente, e aglomerados que se fundem verão seu crescimento acelerar. Dentro dessas regiões de formação de estrelas, uma corrida começa a ocorrer: entre a gravidade, trabalhando para formar e crescer estrelas, e a radiação, emitida pelas estrelas mais quentes para se formar.

A Nebulosa da Águia contém milhares de novas estrelas, um aglomerado estelar central brilhante e vários glóbulos gasosos em evaporação contendo formação estelar ativa e estrelas jovens brilhantes próprias. (NASA / ESA & HUBBLE; FERRAMENTA WIKISKY)

Com o tempo, fica claro quem serão os grandes vencedores: as estrelas mais massivas podem ter dezenas ou até centenas de vezes a massa do nosso Sol e podem emitir radiação de milhares a milhões de vezes mais luminosa que a nossa própria estrela. Estes são os gigantes que destruirão as regiões ativas de formação de estrelas, evaporando o gás.

Mas a gravidade é um concorrente tenaz. Ele atrai gás para uma grande variedade de regiões. Enquanto uma grande nebulosa formadora de estrelas pode formar dezenas ou até centenas de estrelas de alta massa, ela formará centenas de vezes mais estrelas de baixa massa. Enquanto as estrelas mais brilhantes, mais quentes e mais azuis recebem toda a atenção desde o início, elas são meros flashes em escalas cósmicas. Em alguns milhões de anos, todos eles terão desaparecido.

Uma única estrela monstruosa, Herschel 36, brilha tanto quanto 200.000 sóis combinados no coração da Nebulosa da Lagoa. Enquanto a luz visível (L) revela a presença de gás e poeira em diferentes temperaturas e composta por diferentes elementos, a visão infravermelha à direita mostra a incrível abundância de estrelas que estão escondidas atrás da nebulosidade na parte visível do espectro. Essas estrelas dentro da nebulosa não são totalmente resolvidas pelo Hubble em seus comprimentos de onda acessíveis, mas James Webb chegará lá. A estrela massiva Herschel 36 provavelmente morrerá antes que as estrelas dentro dela terminem de se formar. (NASA, ESA E STSCI)

Dizem que a chama que queima duas vezes mais brilhante queima apenas metade do tempo, mas para as estrelas, é ainda pior do que isso. Uma estrela que é duas vezes mais massiva que outra queima seu combustível cerca de oito vezes mais rápido. Em comparação com uma estrela como o nosso Sol, que pode durar de 10 a 12 bilhões de anos, uma estrela que é dezenas ou até centenas de vezes mais massiva viverá no máximo alguns milhões de anos.

Enquanto nosso Sistema Solar primitivo ainda está atraindo matéria, crescendo e trabalhando para entrar em colapso para formar uma estrela central orbitada por planetas, as estrelas mais massivas ao seu redor estão queimando furiosamente seu combustível, transformando-se em supernovas e pondo fim à formação de estrelas. formação nos ambientes circundantes. O Universo é um lugar violento, e as regiões de formação de estrelas são alguns dos lugares mais violentos de todos.

O sistema de classificação de estrelas por cor e magnitude é muito útil. Ao pesquisar nossa região local do Universo, descobrimos que apenas 5% das estrelas são maiores ou iguais ao nosso Sol em massa. É milhares de vezes mais luminosa que a estrela anã vermelha mais fraca, mas as estrelas O mais massivas são milhões de vezes mais luminosas que o nosso Sol. (KIEFF/LUCASVB OF WIKIMEDIA COMMONS / E. SIEGEL)

Mas nosso Sistema Solar também não está exatamente no limite das coisas. O aglomerado central de matéria que crescerá em nosso Sol começou maior, mais cedo e cresceu mais rápido do que a grande maioria dos aglomerados que estão presentes. Se dermos uma olhada no nosso Sol, hoje, e compará-lo com todas as outras estrelas do Universo, aqui está um fato surpreendente sobre ele: é mais massivo que 95% de todas as estrelas lá fora.

Na verdade, algo entre 75% e 80% de todas as estrelas são estrelas anãs vermelhas (classe M): a classe de estrela de menor massa, mais fria e menor que existe. Do resto das estrelas, mais da metade delas são da próxima classe: a classe K, que ainda é menor, menos massiva e mais fria que o nosso Sol. A quantidade de matéria que se agrupou para nos levar estava acima da média em termos de massa e típica de uma forma muito importante: estávamos sozinhos.

Regiões de formação de estrelas, como as que estão dentro da Nebulosa de Órion, em luz visível (L) e luz infravermelha (R), são típicas de sistemas estelares, incluindo estrelas únicas como a nossa e sistemas binários, trinários e ainda maiores. seja criado. (NASA; KL LUHMAN (CENTRO HARVARD-SMITHSONIAN PARA ASTRÓFÍSICA, CAMBRIDGE, MASS.); E G. SCHNEIDER, E. YOUNG, G. RIEKE, A. COTERA, H. CHEN, M. RIEKE, R. THOMPSON (STEWARD OBSERVATÓRIO , UNIVERSITY OF ARIZONA, TUCSON, ARIZ.); NASA, CR O'DELL E SK WONG (RICE UNIVERSITY))

Na maioria das grandes regiões de formação de estrelas que encontramos em galáxias do tamanho da Via Láctea, milhares de novas estrelas nascem. Destes, muitos deles estarão unidos em sistemas multi-estelares, enquanto aproximadamente metade deles, no total, serão estrelas únicas sem outro companheiro estelar. Aprendemos isso há relativamente pouco tempo, observando as estrelas próximas à Terra, graças a uma colaboração conhecida como RECONS.

O Consórcio de pesquisa sobre estrelas próximas (RECONS) pesquisou todas as estrelas que conseguiu encontrar dentro de 25 parsecs (cerca de 81 anos-luz) e descobriu um total de 2.959 estrelas. Desses, 1.533 eram sistemas estelares únicos, mas os 1.426 restantes estavam vinculados a sistemas binários, trinários ou até mais complexos.

Por que nosso Sol é um sistema de uma única estrela, em vez de um sistema de várias estrelas? Pura chance.

Este diagrama mostra a evolução de uma estrela de uma massa solar no diagrama H-R desde sua fase de pré-sequência principal até o final da fusão. Cada estrela de cada massa seguirá uma curva diferente, mas leva milhões de anos para a nuvem de gás que se tornaria nosso Sol se estabelecer e começar a fusão. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS SZCZUREQ)

Com o passar dos anos, o fragmento da nuvem de gás que se transformou em nosso Sistema Solar acumulou matéria em grande parte em um aglomerado central. As moléculas irradiam calor, permitindo que essa nuvem cresça em nosso Sol, enquanto o colapso gravitacional simultaneamente faz com que a temperatura suba e suba no centro. Em algum momento, um limiar crítico é atingido: uma temperatura de 4 milhões de K, que é o ponto em que prótons individuais podem começar a se fundir em elementos mais pesados através do processo de fusão nuclear.

Este é o momento em que uma estrela é oficialmente considerada viva. Até onde sabemos, esse momento aconteceu há 4,56 bilhões de anos, quando o Universo tinha aproximadamente 2/3 de sua idade atual. Naquele instante, nosso Sistema Solar se formou oficialmente.

30 discos protoplanetários, ou proplyds, fotografados pelo Hubble na Nebulosa de Órion. O Hubble é um recurso brilhante para identificar essas assinaturas de disco na óptica, mas tem pouco poder para sondar os recursos internos desses discos, mesmo de sua localização no espaço. Muitas dessas jovens estrelas deixaram recentemente a fase de proto-estrela. (NASA/ESA E L. RICCI (ESO))

Nos últimos anos, finalmente conseguimos observar sistemas solares nesses estágios iniciais de formação, encontrando estrelas centrais e proto-estrelas envoltas por gás, poeira e discos protoplanetários com lacunas. Estas são as sementes do que se tornarão planetas gigantes e rochosos, levando a sistemas solares completos como o nosso. Embora a maioria das estrelas que se formam – incluindo, muito provavelmente, a nossa – tenha se formado em meio a milhares de outras em aglomerados de estrelas massivos, existem alguns valores discrepantes que se formam em relativo isolamento.

20 novos discos protoplanetários, conforme fotografados pela colaboração Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP), mostrando como são os sistemas planetários recém-formados. (S. M. ANDREWS ET AL. E A COLABORAÇÃO DSHARP, ARXIV: 1812.04040)

Embora a história do Universo possa posteriormente nos separar de todos os nossos irmãos estelares e planetários da nebulosa que eles formaram bilhões de anos atrás, espalhando-os pela galáxia, nossa história compartilhada permanece. Sempre que encontramos uma estrela com aproximadamente a mesma idade e abundância de elementos pesados que o nosso Sol, não podemos deixar de nos perguntar: este é um dos nossos irmãos há muito perdidos? A galáxia provavelmente está cheia deles.

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: