Começa Com Um Estrondo

Como foi quando o universo fez sua segunda geração de estrelas?

Quando as primeiras estrelas se formam no Universo, elas se formam apenas com hidrogênio e hélio. Mas quando essa primeira geração morre, pode dar origem a uma segunda geração que é muito mais complexa, intrincada e diversificada. A explosão estelar resultante da formação da segunda geração pode se assemelhar a Henize 2–10, uma galáxia próxima localizada a 30 milhões de anos-luz de distância. (RAIO-X (NASA/CXC/VIRGINIA/A.REINES ET AL); RÁDIO (NRAO/AUI/NSF); ÓPTICO (NASA/STSCI))

O Big Bang aconteceu em todos os lugares ao mesmo tempo, mas as estrelas são uma história diferente.

O Universo, em seu início, era quase perfeitamente idêntico em todos os lugares. Era a mesma alta temperatura em todos os lugares, a mesma grande densidade em todos os lugares, e era composta dos mesmos quanta de matéria, antimatéria, matéria escura e radiação em todos os lugares. Nos primeiros tempos, as diferenças estavam no nível de 0,003%, devido a flutuações quânticas remanescentes da inflação.

Mas a gravidade e o tempo têm um jeito de mudar tudo. A antimatéria se aniquila; núcleos atômicos e então átomos neutros se formam; a gravidade puxa a matéria para regiões superdensas, fazendo com que elas cresçam. Como as superdensidades diferem em quantidades tão grandes em todas as escalas, existem regiões onde as estrelas se formam rapidamente, dentro de 100 milhões de anos ou menos, enquanto outras regiões não formam estrelas por bilhões de anos. Mas onde as primeiras estrelas se formam, é onde as coisas mais interessantes acontecem primeiro.

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 quando morrem, podem dar origem a uma segunda geração de estrelas, e essas são muito mais interessantes. (NASA/JPL-CALTECH/R. HURT (SSC))

As primeiras estrelas nascem em algum lugar entre 50 e 100 milhões de anos após o Big Bang e são muito mais massivas do que as estrelas que vemos hoje. Como estrelas muito massivas, elas vivem rapidamente, queimando todo o seu combustível em apenas alguns milhões de anos e morrendo com uma supernova ou um colapso direto em um buraco negro.

E onde isso acontece, é o fim para as primeiras estrelas. As camadas externas das estrelas que se transformaram em supernovas, compondo a maior parte da massa da antiga estrela, são lançadas de volta ao espaço interestelar. Os remanescentes de estrelas de nêutrons, muitos dos quais estão em sistemas binários, têm a chance de colidir com outras estrelas de nêutrons, dando origem a explosões de raios gama e ao mais pesado dos elementos. De repente, não é mais apenas hidrogênio e hélio.

Ilustração artística de duas estrelas de nêutrons em fusão. A grade ondulante do espaço-tempo representa as ondas gravitacionais emitidas pela colisão, enquanto os feixes estreitos são os jatos de raios gama que disparam apenas alguns segundos após as ondas gravitacionais (detectadas como uma explosão de raios gama pelos astrônomos). A massa, em um evento como esse, é convertida em dois tipos de radiação: eletromagnética e gravitacional. Cerca de 5% da massa total é expelida na forma de elementos pesados. (NSF / LIGO / UNIVERSIDADE ESTADUAL DE SONOMA / A. SIMONNET)

Depois de todos os milhões de anos que as primeiras estrelas levam para se formar – talvez tão pouco quanto 50 milhões em alguns lugares, normalmente entre 200 e 550 milhões na maioria, mas não por 2 ou 3 bilhões de anos nas regiões mais raras – elas ficam sem combustível e morrem em menos de 2 a 5 milhões de anos. Essas primeiras estrelas, feitas de elementos primitivos formados apenas 3 a 4 minutos após o Big Bang, praticamente não têm sobreviventes por muito tempo, pois são bastante massivas em comparação com as estrelas de hoje.

Mas agora, o meio interestelar está enriquecido. Não tem mais hidrogênio e hélio e uma em um bilhão de partes de lítio sem nada mais pesado, mas de repente há níveis abundantes de carbono e oxigênio, com grandes quantidades de silício, enxofre e ferro, níquel e cobalto, além de todos os elementos feitos em supernovas e kilonovas. É a partir desses materiais enriquecidos, agora inundando o meio interestelar, que a próxima geração de estrelas se formará.

Uma composição/mosaico óptico da Nebulosa do Caranguejo, tirada com o Telescópio Espacial Hubble. As diferentes cores correspondem a diferentes elementos e revelam a presença de hidrogênio, oxigênio, silício e muito mais, todos segregados por massa. A nebulosa tem cerca de 10 anos-luz de diâmetro, criada por uma supernova de aproximadamente 1.000 anos atrás. (NASA, ESA, J. HESTER E A. LOLL (UNIVERSIDADE DO ESTADO DO ARIZONA))

Do remanescente de supernova mais próximo de nós, a Nebulosa do Caranguejo, podemos inferir que cada explosão empurra o material para fora aproximadamente na velocidade que observamos lá: criando uma nebulosa de 10 anos-luz de diâmetro após aproximadamente 1.000 anos. Onde quer que os detritos da falecida primeira geração de estrelas ainda não possam chegar, as estrelas que eventualmente se formarão ainda serão intocadas, já que não há como esse material processado chegar às nebulosas pré-estelares.

Mas onde os detritos chegam, de repente esse material disponível para formar estrelas está cheio de átomos com núcleos mais pesados. Pode parecer bobo para você, na maioria das circunstâncias, que os astrônomos joguem cada elemento mais pesado que o hélio em sua própria classe – e os chame de metais – mas isso é realmente um grande negócio.

Os elementos da tabela periódica e sua origem estão detalhados nesta imagem acima. Enquanto a maioria dos elementos se origina principalmente em supernovas ou estrelas de nêutrons em fusão, muitos elementos de importância vital são criados, em parte ou mesmo principalmente, em nebulosas planetárias, que não surgem da primeira geração de estrelas. (NASA / CXC / SAO / K. DIVONA)

Veja, quando você forma estrelas de hidrogênio apenas com hélio (em um ambiente livre de metal), não há maneira eficiente de irradiar o calor gerado pelo colapso gravitacional. Portanto, você precisa ter enormes aglomerados de matéria para desencadear o colapso gravitacional, levando a estrelas extremamente massivas, mesmo em média.

Mas quando você tem metais presentes, mesmo que sejam apenas 0,001% da fração total de átomos, eles são os excelentes radiadores de energia que faltavam nas primeiras estrelas. À medida que uma nuvem de gás com esses elementos pesados colapsa, o calor irradia com muito mais eficiência do que antes, permitindo que as proto-estrelas colapsem muito mais rapidamente e com massas muito mais baixas.

Regiões de formação de estrelas, como esta na Nebulosa Carina, podem formar uma enorme variedade de massas estelares se puderem entrar em colapso com rapidez suficiente. Com elementos pesados na mistura, isso é possível; sem eles, realmente não é, e suas estrelas são forçadas a ser muito mais pesadas do que a estrela média que formamos hoje. (NASA, ESA, N. SMITH, UNIVERSIDADE DA CALIFÓRNIA, BERKELEY, E HUBBLE HERITAGE TEAM. STSCI/AURA)

Além disso, supernovas próximas e outros eventos violentos podem até, muitas vezes, servir como gatilho para o colapso gravitacional e a formação de novas estrelas. As primeiras estrelas não fornecem apenas os materiais para a formação de uma segunda geração de estrelas, mas o ímpeto, especialmente em um ambiente rico em gás, para colocá-las em seu caminho.

O grande resultado é que, logo após as primeiras estrelas se formarem, viverem e morrerem, haverá outra geração que surgirá, de caráter totalmente diferente da primeira. Essas estrelas de segunda geração não têm mais 10 massas solares, em média, mas percorrem toda a gama de tamanhos e massas de estrelas. Talvez, se nossa compreensão da formação de estrelas estiver correta, elas sejam semelhantes às estrelas que formamos hoje: 0,4 massas solares em média.

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)

Sim, ainda haverá algumas estrelas grandes e massivas, mas não serão tão massivas quanto as maiores entre as primeiras estrelas. Haverá supernovas adicionais, estrelas de nêutrons e quilonovas que resultarão. Mas em pouco tempo, as primeiras estrelas se extinguirão onde quer que existam, apenas para serem substituídas por esta segunda geração de estrelas, repleta de membros menores, mais vermelhos e menos massivos.

Como resultado, no Universo muito jovem, esperamos ver populações de primeiras estrelas, que são exclusivamente quentes e azuis, ao lado de regiões mais antigas, que já possuem buracos negros, estrelas de segunda geração e estrelas de baixa massa e baixa luminosidade. entre eles.

Uma ilustração da galáxia CR7, que originalmente se esperava que abrigasse várias populações de estrelas de várias idades (como ilustrado). Embora ainda não tenhamos encontrado um objeto onde o componente mais brilhante fosse puro, sem elementos pesados, esperamos que eles existam, muitas vezes ao lado de uma geração posterior de estrelas que se formaram mais cedo. (M. KORMESSER / ESO)

Ninguém, até hoje, jamais encontrou uma estrela de primeira geração, contra-intuitivamente conhecida entre os astrônomos como estrelas da População III. Por quê? Porque as populações estelares foram nomeadas na ordem em que foram descobertas. O Sol é uma estrela da População I, mas é altamente processado e feito de material rico em metal que passou por muitas gerações de vida ou morte estelar.

A segunda população já descoberta, as estrelas da População II, são essas estrelas pobres em metais que se formam já na segunda geração de todas as estrelas. Eles podem viver um tempo extremamente longo, e alguns deles, como a famosa estrela de Matusalém , ainda estão em nossa galáxia hoje, apesar de terem mais de 13 bilhões de anos de idade. Mas as estrelas da População III ainda precisam ser descobertas; eles deveriam existir, mas são apenas teóricos neste momento.

Esta é uma imagem Digitized Sky Survey da estrela mais antiga com uma idade bem determinada em nossa galáxia. A estrela envelhecida, catalogada como HD 140283, fica a mais de 190 anos-luz de distância. O Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA foi usado para diminuir a incerteza de medição da distância da estrela, e isso ajudou a refinar o cálculo de uma idade mais precisa de 14,5 bilhões de anos (mais ou menos 800 milhões de anos). (DIGITIZED SKY SURVEY (DSS), STSCI/AURA, PALOMAR/CALTECH E UKSTU/AAO)

Além disso, há mais uma diferença entre as estrelas da População II e as estrelas da População III: a possibilidade de planetas. As primeiras estrelas, compostas apenas de hidrogênio e hélio, só poderiam criar gigantes gasosos tênues, massivos e inchados. Sem um núcleo maciço e denso, eles são facilmente evaporados e dissociados por muita radiação.

Mas com a presença de metais, de repente você pode formar aglomerados densos e rochosos em seu disco protoplanetário, o que leva a uma mistura de planetas rochosos e gasosos. Depois de fazer a segunda geração de estrelas, você também pode fazer planetas, completos com moléculas complexas e até orgânicas.

Imagens diretas de quatro planetas orbitando a estrela HR 8799 a 129 anos-luz de distância da Terra, um feito realizado através do trabalho de Jason Wang e Christian Marois. A segunda geração de estrelas pode já ter planetas rochosos orbitando-as. (J. WANG (UC BERKELEY) & C. MAROIS (HERZBERG ASTROPHYSICS), NEXSS (NASA), KECK OBS.)

As primeiras estrelas vivem apenas um tempo extremamente curto, devido às suas altas massas e grandes luminosidades e taxas de fusão. Quando morrem, o espaço ao seu redor fica poluído com os frutos de suas vidas: elementos pesados. Esses elementos pesados permitem que a segunda geração de estrelas se forme, mas agora elas se formam de maneira diferente. Os elementos pesados irradiam calor, dando origem a uma geração de estrelas menos massiva e mais diversificada, algumas das quais sobrevivem até os dias atuais.

À medida que exploramos cada vez mais o Universo, somos capazes de olhar mais longe no espaço, o que equivale a mais longe no tempo. O Telescópio Espacial James Webb nos levará a profundidades, diretamente, que nossas atuais instalações de observação não podem igualar. (NASA / JWST E EQUIPES HST)

Quando o Telescópio Espacial James Webb começar a operar, ele ainda poderá revelar uma população dessas primeiras estrelas, provavelmente encontradas ao lado de estrelas poluídas de segunda geração. Mas uma vez que essas estrelas de segunda geração começam a se formar, elas tornam outra coisa possível: as primeiras galáxias. E que, em apenas alguns anos, é provável que o Telescópio Espacial James Webb realmente brilhe.

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: