20.2: Gás interestelar

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Cite os principais tipos de gás interestelar
• Discuta como podemos observar cada tipo
• Descreva a temperatura e outras propriedades principais de cada tipo

O gás interestelar, dependendo de onde está localizado, pode ser tão frio quanto alguns graus acima do zero absoluto ou tão quente quanto um milhão de graus ou mais. Começaremos nossa viagem pelo meio interestelar explorando as diferentes condições sob as quais encontramos gás.

Regiões de hidrogênio ionizado (H II) — gás próximo a estrelas quentes

Algumas das fotografias astronômicas mais espetaculares mostram gás interestelar localizado perto de estrelas quentes (Figura\(\PageIndex{1}\)). A linha mais forte na região visível do espectro de hidrogênio é a linha vermelha na série ¹ de Balmer (conforme explicado no capítulo sobre Radiação e Espectros); essa linha de emissão explica o brilho vermelho característico em imagens como a Figura\(\PageIndex{1}\).

Figura: Nebulosa de\(\PageIndex{1}\) Orion. O brilho vermelho que permeia a grande Nebulosa de Orion é produzido pela primeira linha da série de hidrogênio Balmer. A emissão de hidrogênio indica que há estrelas jovens quentes nas proximidades que ionizam essas nuvens de gás. Quando os elétrons se recombinam com os prótons e voltam para órbitas de baixa energia, as linhas de emissão são produzidas. A cor azul vista nas bordas de algumas nuvens é produzida por pequenas partículas de poeira que dispersam a luz das estrelas quentes. A poeira também pode ser vista em silhueta contra o gás brilhante. (crédito: NASA, ESA, M. Robberto (Instituto de Ciência do Telescópio Espacial/ESA) e a Equipe do Projeto Tesouro Orion do Telescópio Espacial Hubble)

Estrelas quentes são capazes de aquecer o gás próximo a temperaturas próximas a 10.000 K. A radiação ultravioleta das estrelas também ioniza o hidrogênio (lembre-se de que, durante a ionização, o elétron é removido completamente do próton). Esse próton separado não ficará sozinho para sempre quando elétrons atraentes estiverem por perto; ele capturará um elétron livre, tornando-se um hidrogênio neutro mais uma vez. No entanto, esse átomo neutro pode então absorver a radiação ultravioleta novamente e reiniciar o ciclo. Em um momento típico, a maioria dos átomos próximos a uma estrela quente está no estado ionizado.

Como o hidrogênio é o principal constituinte do gás interestelar, geralmente caracterizamos uma região do espaço de acordo com o fato de seu hidrogênio ser neutro ou ionizado. Uma nuvem de hidrogênio ionizado é chamada de região H II. (Cientistas que trabalham com espectros usam o número romano I para indicar que um átomo é neutro; números romanos sucessivamente mais altos são usados para cada estágio superior de ionização. H II, portanto, se refere ao hidrogênio que perdeu seu único elétron; Fe III é ferro com dois elétrons ausentes.)

Os elétrons que são capturados pelos núcleos de hidrogênio descem em cascata pelos vários níveis de energia dos átomos de hidrogênio em seu caminho para o nível mais baixo, ou estado fundamental. Durante cada transição para baixo, eles liberam energia na forma de luz. O processo de conversão da radiação ultravioleta em luz visível é chamado de fluorescência. O gás interestelar contém outros elementos além do hidrogênio. Muitos deles também são ionizados nas proximidades de estrelas quentes; eles então capturam elétrons e emitem luz, assim como o hidrogênio, permitindo que sejam observados pelos astrônomos. Mas geralmente, a linha vermelha de hidrogênio é a mais forte, e é por isso que as regiões H II parecem vermelhas.

Uma luz fluorescente na Terra funciona usando os mesmos princípios de uma região fluorescente H II. Quando você liga a corrente, os elétrons colidem com átomos de vapor de mercúrio no tubo. O mercúrio é excitado para um estado de alta energia por causa dessas colisões. Quando os elétrons nos átomos de mercúrio retornam aos níveis mais baixos de energia, parte da energia que eles emitem está na forma de fótons ultravioleta. Eles, por sua vez, atingem uma tela revestida com fósforo na parede interna do tubo de luz. Os átomos na tela absorvem os fótons ultravioleta e emitem luz visível à medida que caem em cascata entre os níveis de energia. (A diferença é que esses átomos emitem uma gama maior de cores claras, que se misturam para dar o brilho branco característico das luzes fluorescentes, enquanto os átomos de hidrogênio em uma região H II emitem um conjunto de cores mais limitado.)

Nuvens de hidrogênio neutr

As estrelas muito quentes necessárias para produzir regiões H II são raras, e apenas uma pequena fração da matéria interestelar está próxima o suficiente dessas estrelas quentes para ser ionizada por elas. A maior parte do volume do meio interestelar é preenchida com hidrogênio neutro (não ionizado). Como vamos procurá-lo?

Infelizmente, átomos de hidrogênio neutro em temperaturas típicas do gás no espaço interestelar não emitem nem absorvem luz na parte visível do espectro. Nem, na maioria das vezes, os outros oligoelementos que se misturam com o hidrogênio interestelar. No entanto, alguns desses outros elementos podem absorver a luz visível mesmo em temperaturas interestelares típicas. Isso significa que, quando observamos uma fonte brilhante, como uma estrela quente ou uma galáxia, às vezes podemos ver linhas adicionais em seu espectro produzidas quando o gás interestelar absorve luz em frequências específicas (veja a Figura). Algumas das linhas de absorção interestelar mais fortes são produzidas por cálcio e sódio, mas muitos outros elementos também podem ser detectados em observações suficientemente sensíveis (conforme discutido em Radiação e Espectros).

Figura linhas\(\PageIndex{2}\) de absorção através de uma nuvem de poeira interestelar. Quando há uma quantidade significativa de matéria interestelar fria (gás com um pouco de poeira) 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.

A primeira evidência de absorção pelas nuvens interestelares veio da análise de uma estrela binária espectroscópica (veja The Stars: A Celestial Census), publicada em 1904. Enquanto a maioria das linhas no espectro desse binário mudou alternadamente de comprimentos de onda mais longos para menores e vice-versa, como seria de esperar do efeito Doppler para estrelas em órbita umas às outras, algumas linhas no espectro permaneceram fixas no comprimento de onda. Como as duas estrelas estão se movendo em um sistema binário, linhas que não mostravam movimento intrigaram os astrônomos. As linhas também eram peculiares, pois eram muito, muito mais estreitas do que o resto das linhas, indicando que o gás que as produzia estava em uma pressão muito baixa. Trabalhos subsequentes demonstraram que essas linhas não foram formadas na atmosfera da estrela, mas sim em uma nuvem fria de gás localizada entre a Terra e a estrela binária.

Embora essas e outras observações similares tenham provado que havia gás interestelar, elas ainda não conseguiram detectar o hidrogênio, o elemento mais comum, devido à falta de características espectrais na parte visível do espectro. (A linha de hidrogênio Balmer está na faixa visível, mas somente átomos de hidrogênio excitados a produzem. No meio interestelar frio, os átomos de hidrogênio estão todos no estado fundamental e nenhum elétron está nos níveis mais altos de energia necessários para produzir linhas de emissão ou absorção na série Balmer.) A detecção direta de hidrogênio teve que aguardar o desenvolvimento de telescópios capazes de ver mudanças de energia muito baixa nos átomos de hidrogênio em outras partes do espectro. As primeiras observações desse tipo foram feitas usando radiotelescópios, e a emissão e absorção de rádio pelo hidrogênio interestelar continuam sendo uma de nossas principais ferramentas para estudar as grandes quantidades de hidrogênio frio no universo até hoje.

Em 1944, quando ainda era estudante, o astrônomo holandês Hendrik van de Hulst previu que o hidrogênio produziria uma linha forte no comprimento de onda de 21 centímetros. Esse é um comprimento de onda bastante longo, o que implica que a onda tem uma frequência e energia tão baixas que não pode vir de elétrons saltando entre os níveis de energia (como discutimos em Radiação e Espectros). Em vez disso, a energia é emitida quando o elétron faz um giro, algo como um acrobata em um circo virando na vertical depois de ficar de cabeça para baixo.

O flip funciona assim: um átomo de hidrogênio consiste em um próton e um elétron unidos. Tanto o próton quanto o elétron agem como se estivessem girando como topos, e os eixos de rotação dos dois topos podem ser apontados na mesma direção (alinhados) ou em direções opostas (anti-alinhados). Se o próton e o elétron estivessem girando em direções opostas, o átomo como um todo teria uma energia um pouco menor do que se os dois spins estivessem alinhados (Figura\(\PageIndex{3}\)). Se um átomo no estado de baixa energia (spins opostos) adquirisse uma pequena quantidade de energia, então os spins do próton e do elétron poderiam ser alinhados, deixando o átomo em um estado levemente excitado. Se o átomo perdesse a mesma quantidade de energia novamente, ele retornaria ao seu estado fundamental. A quantidade de energia envolvida corresponde a uma onda com comprimento de onda de 21 centímetros; portanto, é conhecida como linha de 21 centímetros.

\(\PageIndex{3}\)Formação da figura da linha de 21 centímetros. Quando o elétron em um átomo de hidrogênio está na órbita mais próxima do núcleo, o próton e o elétron podem estar girando (a) na mesma direção ou (b) em direções opostas. Quando o elétron vira, o átomo ganha ou perde um pouquinho de energia ao absorver ou emitir energia eletromagnética com um comprimento de onda de 21 centímetros.

Átomos de hidrogênio neutro podem adquirir pequenas quantidades de energia por meio de colisões com outros átomos de hidrogênio ou com elétrons livres. Essas colisões são extremamente raras nos gases esparsos do espaço interestelar. Um átomo individual pode esperar séculos antes que tal encontro alinhe os spins de seu próton e elétron. No entanto, ao longo de muitos milhões de anos, uma fração significativa dos átomos de hidrogênio é excitada por uma colisão. (Lá fora, em um espaço frio, isso é quase tanta emoção quanto um átomo normalmente experimenta.)

Um átomo excitado pode posteriormente perder seu excesso de energia colidindo com outra partícula ou emitindo uma onda de rádio com um comprimento de onda de 21 centímetros. Se não houver colisões, um átomo de hidrogênio excitado aguardará em média cerca de 10 milhões de anos antes de emitir um fóton e retornar ao seu estado de menor energia. Embora a probabilidade de qualquer átomo emitir um fóton seja baixa, há tantos átomos de hidrogênio em uma nuvem de gás típica que, coletivamente, eles produzirão uma linha observável de 21 centímetros.

Equipamentos sensíveis o suficiente para detectar a linha de 21 cm de hidrogênio neutro se tornaram disponíveis em 1951. Astrônomos holandeses construíram um instrumento para detectar as ondas de 21 cm que haviam previsto, mas um incêndio a destruiu. Como resultado, dois físicos de Harvard, Harold Ewen e Edward Purcell, fizeram a primeira detecção (Figura\(\PageIndex{4}\)), 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 daqui a pouco), e elas permitiram aos astrônomos mapear o gás neutro em toda a nossa galáxia natal. Os astrônomos também detectaram gás interestelar neutro, incluindo hidrogênio, em muitos outros comprimentos de onda, do infravermelho ao ultravioleta.

Figura\(\PageIndex{4}\) Harold Ewen (1922—2015) e Edward Purcell (1912—1997). Vemos Harold Ewen em 1952 trabalhando com a antena corneta (no topo do laboratório de física de Harvard) que fez a primeira detecção de radiação interestelar de 21 cm. A inserção mostra Edward Purcell, vencedor do Prêmio Nobel de Física de 1952, alguns anos depois.

Observações de rádio modernas mostram que a maior parte do hidrogênio neutro em 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. Este gás tem densidades que variam de cerca de 0,1 a cerca de 100 átomos por cm3 e existe em uma ampla faixa de temperaturas, de tão baixas quanto cerca de 100 K (—173 °C) a cerca de 8000 K. Essas regiões de gás quente e frio são intercaladas entre si, e a densidade e a temperatura em qualquer ponto específico o espaço está mudando constantemente.

Gás interestelar ultra-quente

Embora as temperaturas de 10.000 K encontradas nas regiões H II possam parecer quentes, elas não são a fase mais quente do meio interestelar. Parte do gás interestelar está a uma temperatura de um milhão de graus, embora não haja nenhuma fonte visível de calor por perto. A descoberta desse gás interestelar ultra-quente foi uma grande surpresa. Antes do lançamento de observatórios astronômicos no espaço, que podiam ver radiação nas partes ultravioleta e de raios-X do espectro, os astrônomos presumiram que a maior parte da região entre as estrelas estava cheia de hidrogênio em temperaturas não mais quentes do que as encontradas nas regiões H II. Mas telescópios lançados acima da atmosfera da Terra obtiveram espectros ultravioleta que continham linhas interestelares produzidas por átomos de oxigênio que foram ionizados cinco vezes. Retirar cinco elétrons de suas órbitas ao redor de um núcleo de oxigênio requer muita energia. Observações subsequentes com telescópios de raios-X em órbita revelaram que a galáxia está cheia de inúmeras bolhas de gás emissor de raios X. Para emitir raios X e conter átomos de oxigênio que foram ionizados cinco vezes, o gás deve ser aquecido a temperaturas de um milhão de graus ou mais.

Os teóricos já mostraram que a fonte de energia que produz essas temperaturas notáveis é a explosão de estrelas massivas no final de suas vidas (Figura\(\PageIndex{5}\)). Essas explosões, chamadas supernovas, serão discutidas em detalhes no capítulo A Morte das Estrelas. Por enquanto, diremos que algumas estrelas, chegando ao fim de suas vidas, se tornam instáveis e literalmente explodem. Essas explosões lançam gás no espaço interestelar a velocidades de dezenas de milhares de quilômetros por segundo (até cerca de 30% da velocidade da luz). Quando esse gás ejetado colide com o gás interestelar, ele produz choques que aquecem o gás a milhões ou dezenas de milhões de graus.

Figura\(\PageIndex{5}\) Vela Supernova Remnant. Há cerca de 11.000 anos, uma estrela moribunda na constelação de Vela explodiu, tornando-se tão brilhante quanto a lua cheia nos céus da Terra. Você pode ver os fracos filamentos arredondados daquela explosão no centro desta imagem colorida. As bordas do remanescente estão colidindo com o meio interestelar, aquecendo o gás que passam até a temperatura de milhões de K. Telescópios no espaço também revelam uma esfera brilhante de radiação de raios-X do remanescente.

Os astrônomos estimam que uma supernova explode aproximadamente a cada 100 anos em algum lugar da galáxia. Em média, choques lançados por supernovas varrem qualquer ponto da Galáxia cerca de uma vez a cada poucos milhões de anos. Esses 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 movimento turbulento.

Nuvens moleculares

Algumas moléculas simples no espaço, como CN e CH, foram descobertas décadas atrás porque produzem linhas de absorção nos espectros de luz visível das estrelas atrás delas. Quando equipamentos mais sofisticados para obter espectros em comprimentos de onda de rádio e infravermelho se tornaram disponíveis, os astrônomos, para sua surpresa, também encontraram moléculas muito mais complexas nas nuvens interestelares.

Assim como os átomos deixam suas “impressões digitais” no espectro da luz visível, a vibração e a rotação dos átomos dentro das moléculas podem deixar impressões digitais espectrais em ondas de rádio e infravermelho. Se espalharmos a radiação em comprimentos de onda tão maiores, podemos detectar linhas de emissão ou absorção nos espectros que são características de moléculas específicas. Ao longo dos anos, experimentos em nossos laboratórios nos mostraram os comprimentos de onda exatos associados às mudanças na rotação e vibração de muitas moléculas comuns, fornecendo um modelo de possíveis linhas com as quais agora podemos comparar nossas observações da matéria interestelar.

A descoberta de moléculas complexas no espaço foi uma surpresa porque a maior parte do espaço interestelar é preenchida com luz ultravioleta das estrelas, e essa luz é capaz de dissociar moléculas (separá-las em átomos individuais). Em retrospectiva, porém, a presença de moléculas não é surpreendente. Como discutiremos mais adiante na próxima seção, e já vimos acima, o espaço interestelar também contém quantidades significativas de poeira capazes de bloquear a luz das estrelas. Quando essa poeira se acumula em um único local, o resultado é uma nuvem escura onde a luz ultravioleta das estrelas é bloqueada e as moléculas podem sobreviver. A maior dessas estruturas é criada onde a gravidade une o gás interestelar para formar nuvens moleculares gigantes, estruturas com a massa de um milhão de vezes a massa do Sol. Dentro deles, a maior parte do hidrogênio interestelar formou a molécula H ₂ (hidrogênio molecular). Outras moléculas mais complexas também estão presentes em quantidades muito menores.

Nuvens moleculares gigantes têm densidades de centenas a milhares de átomos por cm ³, muito mais densas do que o espaço interestelar, em média. Como resultado, embora representem uma fração muito pequena do volume do espaço interestelar, eles contêm uma fração significativa — 20 a 30% — da massa total do gás da Via Láctea. Por causa de sua alta densidade, as nuvens moleculares bloqueiam a luz ultravioleta das estrelas, o principal agente de aquecimento da maioria dos gases interestelares. Como resultado, eles tendem a ser extremamente frios, com temperaturas típicas próximas a 10 K (−263 °C). Nuvens moleculares gigantes também são os locais onde novas estrelas se formam, como discutiremos a seguir.

É nessas regiões escuras do espaço, protegidas da luz das estrelas, que as moléculas podem se formar. As reações químicas que ocorrem tanto no gás quanto na superfície dos grãos de poeira levam a compostos muito mais complexos, centenas dos quais foram identificados no espaço interestelar. Entre os mais simples estão a água (\(\ce{H2O}\)), o monóxido de carbono (\(\ce{CO}\)), que é produzido pelos incêndios na Terra, e a amônia (\(\ce{NH3}\)), cujo cheiro você reconhece em produtos fortes de limpeza doméstica. O monóxido de carbono é particularmente abundante no espaço interestelar e é a principal ferramenta que os astrônomos usam para estudar nuvens moleculares gigantes. Infelizmente, a molécula mais abundante,\(\ce{H2}\), é particularmente difícil de observar diretamente porque na maioria das nuvens moleculares gigantes, ela é muito fria para ser emitida mesmo em comprimentos de onda de rádio. \(\ce{CO}\), que tende a estar presente onde quer que\(\ce{H2}\) seja encontrado, é um emissor muito melhor e é frequentemente usado pelos astrônomos para rastrear hidrogênio molecular.

As moléculas mais complexas que os astrônomos encontraram são principalmente combinações de átomos de hidrogênio, oxigênio, carbono, nitrogênio e enxofre. Muitas dessas moléculas são orgânicas (aquelas que contêm carbono e estão associadas à química do carbono da vida na Terra). Eles incluem formaldeído (usado para preservar tecidos vivos), álcool (veja a caixa de recursos em Cocktails in Space abaixo) e anticongelante.

Em 1996, astrônomos descobriram o ácido acético (o principal ingrediente do vinagre) em uma nuvem situada na direção da constelação de Sagitário. Para equilibrar o azedo com o doce, também foi encontrado um açúcar simples (glicolaldeído). Os maiores compostos já descobertos no espaço interestelar são os fulerenos, moléculas nas quais 60 ou 70 átomos de carbono estão dispostos em uma configuração semelhante a uma gaiola (veja a Figura\(\PageIndex{6}\)). Veja a tabela\(\PageIndex{1}\) abaixo para obter uma lista de algumas das moléculas interestelares mais interessantes que foram encontradas até agora.

Figura\(\PageIndex{6}\) Fulereno C60: Essa perspectiva tridimensional mostra o arranjo característico em forma de gaiola dos 60 átomos de carbono em uma molécula de fulereno C60. Fullerene C60 também é conhecido como “buckyball”, ou como seu nome completo, buckminsterfullerene, devido à sua semelhança com as cúpulas arquitetônicas multifacetadas projetadas pelo inventor americano R. Buckminster Fuller.

Tabela\(\PageIndex{1}\): Algumas moléculas interestelares interessantes

Nome	Fórmula química	Uso na Terra
Amônia	\(\ce{NH3}\)	Limpadores domésticos
Formaldeído	\(\ce{H2CO}\)	Fluido de embalsam
Acetileno	\(\ce{HC2H}\)	Combustível para uma tocha de solda
Ácido acético	\(\ce{C2H2O4}\)	A essência do vinagre
Álcool etílico	\(\ce{CH3CH2OH}\)	Festas de fim de semestre
Etilenoglicol	\(\ce{HOCH2CH2OH}\)	Ingrediente anticongelante
Benzeno	\(\ce{C6H6}\)	Anel de carbono, ingrediente em vernizes e corantes

As nuvens interestelares frias também contêm cianoacetileno (\(\ce{HC3N}\)) e acetaldeído (\(\ce{CH3CHO}\)), geralmente considerados como pontos de partida para a formação de aminoácidos. Esses são os blocos de construção das proteínas, que estão entre as substâncias químicas fundamentais das quais os organismos vivos na Terra são construídos. A presença dessas moléculas orgânicas não implica que exista vida no espaço, mas mostra que os elementos químicos da vida podem se formar sob uma ampla gama de condições no universo. À medida que aprendemos mais sobre como moléculas complexas são produzidas nas nuvens interestelares, obtemos uma maior compreensão dos tipos de processos que precederam o início da vida na Terra há bilhões de anos.

Interessado em aprender mais sobre fulerenos, buckyballs ou buckminsterfulerenos (como são chamados)? Assista a um breve vídeo do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA que explica o que são e ilustra como foram descobertos no espaço.

COQUETÉIS NO ESPAÇO

Entre as moléculas que os astrônomos identificaram nas nuvens interestelares está o álcool, que vem em duas variedades: álcool metílico (ou de madeira) e álcool etílico (do tipo encontrado em coquetéis). O álcool etílico é uma molécula bastante complexa, escrita por químicos como\(\ce{C2H5OH}\). É bastante abundante no espaço (relativamente falando). Nas nuvens onde foi identificado, detectamos até uma molécula para cada m ³. A maior das nuvens (que pode ter várias centenas de anos-luz de diâmetro) tem álcool etílico suficiente para produzir 10 ²⁸ quintos de licor.

Não precisamos temer, no entanto, que futuros astronautas interestelares se tornem alcoólatras interestelares. Mesmo que uma nave espacial fosse equipada com um funil gigante de 1 quilômetro de diâmetro e pudesse escavá-la através dessa nuvem na velocidade da luz, levaria cerca de mil anos para coletar álcool suficiente para um martini padrão.

Além disso, as mesmas nuvens também contêm moléculas de água (\(\ce{H2O}\)). Sua colher também os reuniria, e há muitos outros porque são mais simples e, portanto, mais fáceis de formar. Para se divertir, um artigo astronômico realmente calculou a prova de uma nuvem típica. Prova é a proporção de álcool para água em uma bebida, onde prova 0 significa toda água, prova 100 significa metade álcool e meia água e prova 200 significa todo álcool. A prova da nuvem interestelar foi de apenas 0,2, não o suficiente para se qualificar como uma bebida forte

Resumo

O gás interestelar pode estar quente ou frio. O gás encontrado próximo a estrelas quentes emite luz por fluorescência, ou seja, a luz é emitida quando um elétron é capturado por um íon e cai em cascata até níveis de energia mais baixos. Nuvens brilhantes (nebulosas) de hidrogênio ionizado são chamadas de regiões H II e têm temperaturas de cerca de 10.000 K. A maior parte do hidrogênio no espaço interestelar não é ionizada e pode ser melhor estudada por medições de rádio da linha de 21 centímetros. Parte do gás no espaço interestelar está a uma temperatura de um milhão de graus, embora esteja distante em estrelas quentes; esse gás ultra-quente provavelmente é aquecido quando o gás em movimento rápido ejetado em explosões de supernovas varre o espaço. Em alguns lugares, a gravidade reúne o gás interestelar em nuvens gigantes, dentro das quais o gás é protegido da luz das estrelas e pode formar moléculas; mais de 200 moléculas diferentes foram encontradas no espaço, incluindo os blocos básicos de construção das proteínas, que são fundamentais para a vida como a conhecemos aqui na Terra.

Notas de pé

¹ Os cientistas também chamam essa linha vermelha de Balmer de linha H-alfa, com alfa significando que é a primeira linha espectral da série Balmer.

Glossário

nuvem molecular

uma nuvem interestelar grande, densa e fria; devido ao seu tamanho e densidade, esse tipo de nuvem pode impedir que a radiação ultravioleta alcance seu interior, onde as moléculas são capazes de se formar

Região H II

a região do hidrogênio ionizado no espaço interestelar