20.1: O meio interestelar

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Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

Explique quanta matéria interestelar existe na Via Láctea e qual é sua densidade típica
Descreva como o meio interestelar é dividido em componentes gasosos e sólidos

Os astrônomos se referem a todo o material entre as estrelas como matéria interestelar; toda a coleção de matéria interestelar é chamada de meio interestelar (ISM). Alguns materiais interestelares estão concentrados em nuvens gigantes, cada uma delas conhecida como nebulosa (plural “nebulosas”, que significa “nuvens” em latim). As nebulosas mais conhecidas são aquelas que podemos ver brilhando ou refletindo a luz visível; há muitas imagens delas neste capítulo.

As nuvens interestelares não duram por toda a vida do universo. Em vez disso, elas são como nuvens na Terra, constantemente mudando, se fundindo umas com as outras, crescendo ou se dispersando. Alguns se tornam densos e massivos o suficiente para colapsar sob sua própria gravidade, formando novas estrelas. Quando as estrelas morrem, elas, por sua vez, ejetam parte de seu material para o espaço interestelar. Esse material pode então formar novas nuvens e recomeçar o ciclo.

Cerca de 99% do material entre as estrelas está na forma de um gás, ou seja, ele consiste em átomos ou moléculas individuais. Os elementos mais abundantes nesse gás são hidrogênio e hélio (que vimos também serem os elementos mais abundantes nas estrelas), mas o gás também inclui outros elementos. Parte do gás está na forma de moléculas — combinações de átomos. O 1% restante do material interestelar são partículas sólidas congeladas que consistem em muitos átomos e moléculas que são chamadas de grãos interestelares ou poeira interestelar (Figura\(\PageIndex{1}\)). Um grão de poeira típico consiste em um núcleo de material semelhante a uma rocha (silicatos) ou grafite cercado por um manto de gelo; água, metano e amônia são provavelmente os gelos mais abundantes.

Vários tipos de matéria interestelar. Antares, a estrela mais brilhante da constelação de Escorpião, está no canto inferior esquerdo desta imagem de grande angular. É cercado por nebulosidade avermelhada. À direita de Antares está o aglomerado globular M4. No centro esquerdo, uma estrela brilhante é cercada pelo brilho azul de uma nebulosa de reflexão e, no centro direito, outra estrela brilhante é cercada por nebulosidade vermelha. Acima dessas duas estrelas, uma nebulosa escura serpenteia pela imagem, bloqueando a luz que vem de trás. Finalmente, no centro superior, uma estrela brilhante é cercada por uma grande área de nebulosidade de reflexão azul, atravessada por faixas de poeira escura. — Figura\(\PageIndex{1}\) Vários tipos de matéria interestelar. As nebulosas avermelhadas nesta fotografia espetacular brilham com a luz emitida pelos átomos de hidrogênio. As áreas mais escuras são nuvens de poeira que bloqueiam a luz das estrelas por trás delas. A parte superior da imagem é preenchida com o brilho azulado da luz refletida pelas estrelas quentes embutidas na periferia de uma enorme e fria nuvem de poeira e gás. A estrela supergigante fria Antares pode ser vista como uma grande mancha avermelhada na parte inferior esquerda da imagem. A estrela está perdendo parte de sua atmosfera externa e é cercada por uma nuvem de sua própria criação que reflete a luz vermelha da estrela. A nebulosa vermelha no meio à direita envolve parcialmente a estrela Sigma Scorpii. (À direita de Antares, você pode ver o M4, um aglomerado muito mais distante de estrelas extremamente antigas.)

Se todo o gás interestelar dentro da Galáxia estivesse espalhado suavemente, haveria apenas cerca de um átomo de gás por cm ³ no espaço interestelar. (Em contraste, o ar na sala onde você está lendo este livro tem aproximadamente 1019 átomos por cm3.) Os grãos de poeira são ainda mais escassos. Um km ³ de espaço conteria apenas algumas centenas a alguns milhares de pequenos grãos, cada um normalmente com menos de um décimo milésimo de milímetro de diâmetro. Esses números são apenas médias, no entanto, porque o gás e a poeira são distribuídos de forma irregular e irregular, assim como o vapor de água na atmosfera da Terra geralmente se concentra nas nuvens.

Em algumas nuvens interestelares, a densidade do gás e da poeira pode exceder a média em até mil vezes ou mais, mas mesmo essa densidade é quase um vácuo do que qualquer outra que possamos criar na Terra. Para mostrar o que queremos dizer, vamos imaginar um tubo vertical de ar indo do solo até o topo da atmosfera terrestre com uma seção transversal de 1 metro quadrado. Agora, vamos estender o tubo do mesmo tamanho do topo da atmosfera até a borda do universo observável, a mais de 10 bilhões de anos-luz de distância. Por muito tempo, o segundo tubo ainda conteria menos átomos do que o da atmosfera do nosso planeta.

Embora a densidade da matéria interestelar seja muito baixa, o volume de espaço no qual essa matéria é encontrada é enorme e, portanto, sua massa total é substancial. Para ver o porquê, devemos ter em mente que as estrelas ocupam apenas uma pequena fração do volume da Via Láctea. Por exemplo, a luz leva apenas cerca de quatro segundos para percorrer uma distância igual ao diâmetro do Sol, mas mais de quatro anos para viajar do Sol até a estrela mais próxima. Embora os espaços entre as estrelas sejam escassamente povoados, há muito espaço lá fora!

Os astrônomos estimam que a massa total de gás e poeira na Via Láctea seja igual a cerca de 15% da massa contida nas estrelas. Isso significa que a massa da matéria interestelar em nossa galáxia equivale a cerca de 10 bilhões de vezes a massa do Sol. Há muita matéria-prima na galáxia para criar gerações de novas estrelas e planetas (e talvez até mesmo estudantes de astronomia).

Exemplo\(\PageIndex{1}\): Estimando a massa interestelar

Você pode fazer uma estimativa aproximada de quanta massa interestelar nossa galáxia contém e também quantas novas estrelas poderiam ser feitas a partir dessa matéria interestelar. Tudo o que você precisa saber é o tamanho da galáxia e a densidade média usando esta fórmula:

\[ \text{total mass } = \text{ volume } \times \text{ density of atoms } \times \text{ mass per atom } \nonumber\]

Você precisa se lembrar de usar unidades consistentes, como metros e quilogramas. Vamos supor que nossa galáxia tem a forma de um cilindro; o volume de um cilindro é igual à área de sua base vezes sua altura

\[V=\pi R^2h \nonumber\]

onde\(R\) está o raio do cilindro e\(h\) sua altura.

Suponha que a densidade média do gás hidrogênio em nossa galáxia seja de um átomo por cm ³. Cada átomo de hidrogênio tem uma massa de 1,7 × 10 ⁻²⁷ kg. Se a galáxia é um cilindro com um diâmetro de 100.000 anos-luz e uma altura de 300 anos-luz, qual é a massa desse gás? Quantas estrelas de massa solar (2,0 × 10 ³⁰ kg) poderiam ser produzidas a partir dessa massa de gás se todas fossem transformadas em estrelas?

Solução

Lembre-se de que 1 ano-luz = 9,5 × 10 ¹² km = 9,5 × 10 ¹⁷ cm, então o volume da galáxia é

\[ V= \pi R^2 h = \pi \left( 50,000 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right)^2 \left( 300 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right) = 2.0×10^{66} \text{ cm}^3 \nonumber\]

A massa total é, portanto,

\[M=V \times \text{ density of atoms } \times \text{ mass per atom} \nonumber\]

\[2.0 \times 10^{66} \text{ cm}^3 \times \left(1 \text{ atom/cm}^3 \right) \times 1.7 \times 10^{–27} \text{ kg} =3.5 \times 10^{39} \text{ kg} \nonumber\]

Isso é suficiente para fazer

\[N= \frac{M}{\left( 2.0 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}=1.75 \times 10^9 \nonumber\]

estrelas iguais em massa ao Sol. Isso é aproximadamente 2 bilhões de estrelas.

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Você pode usar o mesmo método para estimar a massa do gás interestelar ao redor do Sol. A distância do Sol até a outra estrela mais próxima, Proxima Centauri, é de 4,2 anos-luz. Veremos na Matéria Interestelar ao redor do Sol que o gás nas imediações do Sol é menos denso que a média, cerca de 0,1 átomo por cm ³. Qual é a massa total de hidrogênio interestelar em uma esfera centrada no Sol e que se estende até Proxima Centauri? Como isso se compara à massa do Sol? É útil lembrar que o volume de uma esfera está relacionado ao seu raio:

\[ V=(4/3) \pi R^3 \nonumber\]

Resposta

O volume de uma esfera que se estende do Sol até Proxima Centauri é:

\[V=(4/3) \pi R^3=(4/3) \pi \left( 4.2 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right)^3=2.7×10^{56} \text{ cm}^3 \nonumber\]

Portanto, a massa de hidrogênio nessa esfera é:

\[M=V \times \left( 0.1 \text{ atom/cm}^3 \right) \times 1.7 \times 10^{–27} \text{ kg } = 4.5 \times 10^{28} \text{ kg} \nonumber\]

Essa é apenas\( \left(4.5 \times 10^{28} \text{ kg} \right)/ \left(2.0 \times 10^{30} \text{ kg} \right) = 2.2 /%\) a massa do Sol.

NOMEANDO AS NEBULOSAS

Ao ler as legendas de algumas das fotografias espetaculares deste capítulo e O Nascimento de Estrelas e a Descoberta de Planetas Fora do Sistema Solar, você notará a variedade de nomes dados às nebulosas. Alguns, que em pequenos telescópios parecem algo reconhecível, às vezes recebem o nome das criaturas ou objetos com os quais se parecem. Os exemplos incluem as Nebulosas do Caranguejo, da Tarântula e do Buraco da Fechadura. Mas a maioria tem apenas números que são entradas em um catálogo de objetos astronômicos.

Talvez o catálogo mais conhecido de nebulosas (assim como aglomerados estelares e galáxias) tenha sido compilado pelo astrônomo francês Charles Messier (1730—1817). A paixão de Messier era descobrir cometas, e sua devoção a essa causa lhe rendeu o apelido de “O furão cometa” do rei Luís XV. Quando os cometas são vistos pela primeira vez vindo em direção ao Sol, eles parecem pequenas manchas difusas de luz; em pequenos telescópios, eles são fáceis de confundir com nebulosas ou com agrupamentos de muitas estrelas tão distantes que sua luz está toda misturada. Uma e outra vez, o coração de Messier pulou quando ele pensou ter descoberto um de seus preciosos cometas, apenas para descobrir que ele havia “meramente” observado uma nebulosa ou aglomerado.

Frustrado, Messier decidiu catalogar a posição e a aparência de mais de 100 objetos que poderiam ser confundidos com cometas. Para ele, essa lista era apenas uma ferramenta no trabalho muito mais importante da caça a cometas. Ele ficaria muito surpreso se voltasse hoje e descobrisse que ninguém mais se lembra de seus cometas, mas seu catálogo de “coisas difusas que não são cometas” ainda é amplamente usado. Quando a Figura\(\PageIndex{1}\) se refere a M4, ela denota a quarta entrada na lista de Messier.

Uma lista muito mais extensa foi compilada sob o título de Novo Catálogo Geral (NGC) de Nebulosas e Aglomerados Estelares em 1888 por John Dreyer, trabalhando no observatório em Armagh, Irlanda. Ele baseou sua compilação no trabalho de William Herschel e seu filho John, além de muitos outros observadores que os acompanharam. Com a adição de mais duas listagens (chamadas de Catálogos de Índice), a compilação de Dreyer acabou incluindo 13.000 objetos. Os astrônomos de hoje ainda usam seus números NGC quando se referem à maioria das nebulosas e grupos de estrelas.

Resumo

Cerca de 15% da matéria visível na galáxia está na forma de gás e poeira, servindo como matéria-prima para novas estrelas. Cerca de 99% dessa matéria interestelar está na forma de gás — átomos ou moléculas individuais. Os elementos mais abundantes no gás interestelar são hidrogênio e hélio. Cerca de 1% da matéria interestelar está na forma de grãos sólidos de poeira interestelar.

Glossário

poeira interestelar: acredita-se que pequenos grãos sólidos no espaço interestelar consistem em um núcleo de material semelhante a uma rocha (silicatos) ou grafite cercado por um manto de gelo; água, metano e amônia são provavelmente os gelos mais abundantes

meio interestelar (ISM): (ou matéria interestelar) o gás e a poeira entre as estrelas em uma galáxia

nebulosa: uma nuvem de gás interestelar ou poeira; o termo é mais frequentemente usado para nuvens que brilham com luz visível ou infravermelho