20.3: Poeira cósmica

Last updated
Save as PDF

Page ID: 183259

$ \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } $ $ \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} $$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$ $ \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$ $ \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$ $ \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$ $ \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$ $ \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$ $ \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$ $ \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$ $ \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$ $ \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$ $\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$ $ \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$ $ \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$ $ \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$ $ \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$ $ \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$ $ \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$ $ \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$ $ \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$ $ \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$$\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}$

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

Descreva como podemos detectar poeira interestelar
Entenda o papel e a importância das observações infravermelhas no estudo da poeira
Explique os termos extinção e vermelhidão interestelar

$\PageIndex{1}$A figura mostra um exemplo impressionante do que na verdade é uma visão comum através de grandes telescópios: uma região escura no céu que parece estar quase vazia de estrelas. Por muito tempo, os astrônomos debateram se essas regiões escuras eram “túneis” vazios através dos quais olhávamos além das estrelas da Via Láctea para o espaço intergaláctico, ou nuvens de algum material escuro que bloqueavam a luz das estrelas do outro lado. O astrônomo William Herschel (descobridor do planeta Urano) pensou que fosse o primeiro, uma vez comentou depois de ver uma: “Aqui realmente há um buraco no céu!” No entanto, o astrônomo americano E. E. Barnard é geralmente creditado por mostrar, a partir de sua extensa série de fotografias de nebulosas, que a última interpretação é a correta (veja a caixa de recursos na Figura$\PageIndex{1}$).

alt — Figura$\PageIndex{1}$ Barnard 68. Este objeto, catalogado pela primeira vez por E. E. Barnard, é uma nuvem interestelar escura. Sua aparência marcante se deve ao fato de que, por estar relativamente perto da Terra, não há estrelas brilhantes entre nós e ela, e sua poeira obscurece a luz das estrelas por trás dela. (Parece um pouco com um coração de lado; um astrônomo enviou uma foto desse objeto para sua namorada como dia dos namorados.)

Nuvens empoeiradas no espaço revelam sua presença de várias maneiras: bloqueando a luz de estrelas distantes, emitindo energia na parte infravermelha do espectro, refletindo a luz de estrelas próximas e fazendo com que estrelas distantes pareçam mais vermelhas do que realmente são.

EDWARD EMERSON BARNARD

Nascido em 1857 em Nashville, Tennessee, dois meses após a morte de seu pai, Edward Barnard (Figura$\PageIndex{2}$) cresceu em circunstâncias tão precárias que teve que abandonar a escola aos nove anos para ajudar a sustentar sua mãe doente. Ele logo se tornou assistente de um fotógrafo local, onde aprendeu a amar tanto a fotografia quanto a astronomia, destinadas a se tornar as paixões duplas de sua vida. Ele trabalhou como assistente de fotógrafo por 17 anos, estudando astronomia sozinho. Em 1883, ele conseguiu um emprego como assistente no Observatório da Universidade Vanderbilt, o que lhe permitiu finalmente fazer alguns cursos de astronomia.

Casado em 1881, Barnard construiu uma casa para sua família que ele mal podia pagar. Mas, como aconteceu, um fabricante de medicamentos patenteados ofereceu um prêmio de $200 (muito dinheiro naquela época) pela descoberta de qualquer novo cometa. Com a determinação que se tornou característica dele, Barnard passou todas as noites claras procurando por cometas. Ele descobriu sete deles entre 1881 e 1887, ganhando dinheiro suficiente para fazer os pagamentos de sua casa; essa “Casa do Cometa” mais tarde se tornou uma atração local. (No final de sua vida, Barnard havia encontrado 17 cometas por meio de observação diligente.)

Em 1887, Barnard conseguiu uma posição no recém-fundado Observatório Lick, onde logo se enfrentou com o diretor, Edward Holden, um administrador arrogante que tornou a vida de Barnard miserável. (Para ser justo, Barnard logo tentou fazer o mesmo por ele.) Apesar de ter sido negado o tempo de telescópio necessário para seu trabalho fotográfico, em 1892, Barnard conseguiu descobrir a primeira lua nova encontrada ao redor de Júpiter desde os dias de Galileu, um feito observacional impressionante que lhe rendeu fama mundial. Agora em condições de exigir mais tempo de telescópio, ele aperfeiçoou suas técnicas fotográficas e logo começou a publicar as melhores imagens da Via Láctea tiradas até então. Foi durante o curso desse trabalho que ele começou a examinar as regiões escuras entre as rotas estelares lotadas da Galáxia e a perceber que elas deveriam ser vastas nuvens de material obscurecedor (em vez de “buracos” na distribuição de estrelas).

O astrônomo e historiador Donald Osterbrock chamou Barnard de “viciado em observação”: seu humor diário parecia depender inteiramente de quão claro o céu prometia estar para sua noite de observação. Ele era um homem motivado e neurótico, preocupado com sua falta de treinamento formal, com medo de ser desprezado e com medo de que, de alguma forma, pudesse voltar à pobreza de sua juventude. Ele tinha dificuldade em tirar férias e vivia para trabalhar: somente uma doença grave poderia impedi-lo de fazer observações astronômicas.

Em 1895, Barnard, farto das batalhas políticas em Lick, aceitou um emprego no Observatório Yerkes, perto de Chicago, onde permaneceu até sua morte em 1923. Ele continuou seu trabalho fotográfico, publicando compilações de suas imagens que se tornaram atlas fotográficos clássicos e investigando as variedades de nebulosas reveladas em suas fotografias. Ele também fez medições dos tamanhos e características dos planetas, participou de observações de eclipses solares e catalogou cuidadosamente as nebulosas escuras (veja a Figura$\PageIndex{1}$). Em 1916, ele descobriu a estrela com o maior movimento próprio, o segundo sistema estelar mais próximo do nosso (veja Analisando a Luz Estelar). Agora é chamada de Estrela de Barnard em sua homenagem.

alt — Figura$\PageIndex{2}$ Edward Emerson Barnard (1857—1923). As observações de Barnard forneceram informações que promoveram muitas explorações astronômicas.

Detectando poeira

A nuvem escura vista na Figura$\PageIndex{1}$ bloqueia a luz das muitas estrelas que estão por trás dela; observe como as regiões em outras partes da fotografia estão cheias de estrelas. Barnard 68 é um exemplo de uma nuvem relativamente densa ou nebulosa escura contendo pequenos grãos de poeira sólida. Essas nuvens opacas são visíveis em qualquer fotografia da Via Láctea, a galáxia na qual o Sol está localizado (veja as figuras na Via Láctea). A “fenda escura”, que percorre longitudinalmente uma longa parte da Via Láctea em nosso céu e parece dividi-la em duas, é produzida por uma coleção dessas nuvens obscurecidas.

Embora as nuvens de poeira sejam muito frias para irradiar uma quantidade mensurável de energia na parte visível do espectro, elas brilham intensamente no infravermelho (Figura$\PageIndex{3}$). O motivo é que pequenos grãos de poeira absorvem a luz visível e a radiação ultravioleta com muita eficiência. Os grãos são aquecidos pela radiação absorvida, normalmente a temperaturas de 10 a cerca de 500 K, e irradiam novamente esse calor em comprimentos de onda infravermelhos.

alt — Figura Imagens$\PageIndex{3}$ visíveis e infravermelhas da nebulosa cabeça de cavalo em Orion. Essa nuvem escura é uma das imagens mais conhecidas da astronomia, provavelmente porque realmente se parece com a cabeça de um cavalo. O formato da cabeça do cavalo é uma extensão de uma grande nuvem de poeira que preenche a parte inferior da imagem. (a) Vistas na luz visível, as nuvens de poeira são especialmente fáceis de ver contra o fundo brilhante. (b) Esta imagem de radiação infravermelha da região da cabeça do cavalo foi registrada pelo Wide-Field Infrared Survey Explorer da NASA. Observe como as regiões que aparecem escuras na luz visível aparecem brilhantes no infravermelho. A poeira é aquecida por estrelas próximas e irradia novamente esse calor no infravermelho. Somente o topo da cabeça do cavalo é visível na imagem infravermelha. Pontos brilhantes vistos na nebulosa abaixo e à esquerda e no topo da cabeça do cavalo são estrelas jovens recém-formadas. As inserções mostram a cabeça do cavalo e a nebulosa brilhante com mais detalhes.

Graças aos seus tamanhos pequenos e baixas temperaturas, os grãos interestelares irradiam a maior parte de sua energia no infravermelho para as frequências de microondas, com comprimentos de onda de dezenas a centenas de mícrons. A atmosfera da Terra é opaca à radiação nesses comprimentos de onda, então a emissão por poeira interestelar é melhor medida a partir do espaço. Observações da atmosfera acima da Terra mostram que nuvens de poeira estão presentes em todo o plano da Via Láctea (Figura$\PageIndex{4}$).

alt — Figura Emissão$\PageIndex{4}$ infravermelha do plano da Via Láctea. Esta imagem infravermelha obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer mostra um campo no plano da Via Láctea. (Nossa galáxia tem a forma de um frisbee; o plano da Via Láctea é o disco plano desse frisbee. Como o Sol, a Terra e o sistema solar estão localizados no plano da Via Láctea e a uma grande distância de seu centro, vemos a borda da galáxia, da mesma forma que podemos olhar para uma placa de vidro de sua borda.) Essa emissão é produzida por pequenos grãos de poeira, que emitem a 3,6 mícrons (azul nesta imagem), 8,0 mícrons (verde) e 24 mícrons (vermelho). As regiões mais densas de poeira são tão frias e opacas que aparecem como nuvens escuras mesmo nesses comprimentos de onda infravermelhos. As bolhas vermelhas visíveis por toda parte indicam regiões onde a poeira foi aquecida por estrelas jovens. Esse aquecimento aumenta a emissão em 24 mícrons, levando à cor mais vermelha nesta imagem.

Algumas nuvens densas de poeira estão próximas de estrelas luminosas e dispersam luz estelar suficiente para se tornarem visíveis. Essa nuvem de poeira, iluminada pela luz das estrelas, é chamada de nebulosa de reflexão, pois a luz que vemos é a luz das estrelas refletida nos grãos de poeira. Um dos exemplos mais conhecidos é a nebulosidade em torno de cada uma das estrelas mais brilhantes do aglomerado das Plêiades (veja a miniatura do capítulo). Os grãos de poeira são pequenos e essas partículas pequenas acabam dispersando a luz com comprimentos de onda azuis com mais eficiência do que a luz nos comprimentos de onda vermelhos. Uma nebulosa de reflexão, portanto, geralmente parece mais azul do que sua estrela iluminante (Figura$\PageIndex{5}$).

alt — Figura$\PageIndex{5}$ Plêiades Star Cluster. A luz azulada que envolve as estrelas nesta imagem é um exemplo de nebulosa de reflexão. Como a névoa ao redor de uma lâmpada de rua, uma nebulosa de reflexão brilha apenas porque a poeira dentro dela dispersa a luz de uma fonte brilhante próxima. O enxame das Plêiades está atualmente passando por uma nuvem interestelar que contém grãos de poeira, que dispersam a luz das estrelas azuis quentes do enxame. O aglomerado das Plêiades está a cerca de 400 anos-luz do Sol.

Gás e poeira geralmente se misturam no espaço, embora as proporções não sejam exatamente as mesmas em todos os lugares. A presença de poeira é aparente em muitas fotografias de nebulosas de emissão na constelação de Sagitário, onde vemos uma região H II cercada por uma nebulosa de reflexão azul. O tipo de nebulosa que parece mais brilhante depende dos tipos de estrelas que fazem com que o gás e a poeira brilhem. Estrelas mais frias do que cerca de 25.000 K têm tão pouca radiação ultravioleta de comprimentos de onda menores que 91,2 nanômetros - que é o comprimento de onda necessário para ionizar o hidrogênio - que as nebulosas de reflexão ao redor dessas estrelas ofuscam as nebulosas de emissão. Estrelas com mais de 25.000 K emitem energia ultravioleta suficiente para que as nebulosas de emissão produzidas em torno delas geralmente ofusquem as nebulosas de reflexão.

Vermelhidão interestelar

Os minúsculos grãos de poeira interestelar absorvem parte da luz estelar que eles interceptam. Mas pelo menos metade da luz estelar que interage com um grão é meramente dispersa, ou seja, é redirecionada em vez de absorvida. Como nem a luz estelar absorvida nem a dispersa nos alcançam diretamente, tanto a absorção quanto a dispersão fazem com que as estrelas pareçam mais escuras. Os efeitos de ambos os processos são chamados de extinção interestelar (Figura$\PageIndex{6}$).

Os astrônomos começaram a entender a extinção interestelar por volta do início da década de 1930, como a explicação de uma observação intrigante. No início do século XX, os astrônomos descobriram que algumas estrelas parecem vermelhas, embora suas linhas espectrais indiquem que elas devem ser extremamente quentes (e, portanto, deveriam parecer azuis). A solução para essa aparente contradição acabou sendo que a luz dessas estrelas quentes não é apenas atenuada, mas também avermelhada pela poeira interestelar, um fenômeno conhecido como vermelhidão interestelar.

alt — Figura$\PageIndex{6}$ Barnard 68 em infravermelho. Nesta imagem, vemos Barnard 68, o mesmo objeto mostrado na Figura$\PageIndex{1}$. A diferença é que, na imagem anterior, os canais azul, verde e vermelho mostravam luz na parte visível (ou quase visível) do espectro. Nesta imagem, a cor vermelha mostra a radiação emitida no infravermelho em um comprimento de onda de 2,2 mícrons. A extinção interestelar é muito menor no infravermelho do que nos comprimentos de onda visíveis, então as estrelas por trás da nuvem se tornam visíveis no canal infravermelho.

A poeira não interage com todas as cores da luz da mesma maneira. Grande parte da luz violeta, azul e verde dessas estrelas foi dispersa ou absorvida pela poeira, por isso não chega à Terra. Parte de sua luz laranja e vermelha, com comprimentos de onda mais longos, por outro lado, penetra mais facilmente na poeira intermediária e completa sua longa jornada pelo espaço para entrar nos telescópios terrestres (Figura$\PageIndex{7}$). Assim, a estrela parece mais vermelha da Terra do que se você pudesse vê-la de perto. (Estritamente falando, avermelhamento não é o termo mais preciso para esse processo, já que nenhuma cor vermelha é adicionada; em vez disso, azuis e cores relacionadas são subtraídos, portanto, deveriam ser mais apropriadamente chamados de “desazulamento”.) Nos casos mais extremos, as estrelas podem ficar tão avermelhadas que são totalmente indetectáveis em comprimentos de onda visíveis e podem ser vistas somente em infravermelho ou comprimentos de onda mais longos (Figura$\PageIndex{6}$).

Figura$\PageIndex{7}$ Dispersão da luz pela poeira. A poeira interestelar dispersa a luz azul com mais eficiência do que a vermelha, fazendo com que estrelas distantes pareçam mais vermelhas e dando às nuvens de poeira próximas às estrelas uma tonalidade azulada. Aqui, um raio vermelho de luz de uma estrela chega diretamente ao observador, enquanto um raio azul é mostrado disperso. Um processo de dispersão semelhante faz com que o céu da Terra pareça azul.

Todos nós vimos um exemplo de vermelhidão na Terra. O sol parece muito mais vermelho ao pôr do sol do que ao meio-dia. Quanto mais baixo o Sol estiver no céu, maior será o caminho que sua luz deve percorrer pela atmosfera. Nessa distância maior, há uma chance maior de que a luz do sol seja dispersa. Como a luz vermelha tem menos probabilidade de ser dispersa do que a luz azul, o Sol aparece cada vez mais vermelho à medida que se aproxima do horizonte.

A propósito, a dispersão da luz solar também é o que faz com que nosso céu pareça azul, mesmo que os gases que compõem a atmosfera da Terra sejam transparentes. Quando a luz do sol entra, ela se dispersa das moléculas de ar. O tamanho pequeno das moléculas significa que as cores azuis se dispersam com muito mais eficiência do que os verdes, amarelos e vermelhos. Assim, o azul da luz do sol é espalhado pelo feixe e por todo o céu. A luz do Sol que chega aos seus olhos, por outro lado, não tem um pouco de seu azul, então o Sol parece um pouco mais amarelo, mesmo quando está alto no céu, do que no espaço.

O fato de a luz das estrelas ser avermelhada pela poeira interestelar significa que a radiação de longo comprimento de onda é transmitida pela galáxia com mais eficiência do que a radiação de comprimento de onda curto. Consequentemente, se quisermos ver mais longe em uma direção com considerável material interestelar, devemos observar comprimentos de onda longos. Esse simples fato fornece uma das motivações para o desenvolvimento da astronomia infravermelha. Na região do infravermelho a 2 mícrons (2000 nanômetros), por exemplo, o obscurecimento é apenas um sexto maior do que na região visível (500 nanômetros) e, portanto, podemos estudar estrelas que estão duas vezes mais distantes antes de sua luz ser bloqueada pela poeira interestelar. Essa capacidade de ver mais longe observando na porção infravermelha do espectro representa um grande ganho para os astrônomos que tentam entender a estrutura de nossa galáxia ou sondar seu centro intrigante, mas distante (veja A Via Láctea).

Grãos interestelares

Antes de chegarmos aos detalhes sobre a poeira interestelar, talvez devêssemos esclarecer uma preocupação. Por que não pode ser o gás interestelar que avermelha estrelas distantes e não a poeira? Já sabemos por experiência própria que o gás atômico ou molecular é quase transparente. Considere a atmosfera da Terra. Apesar de sua densidade muito alta em comparação com a do gás interestelar, ele é tão transparente que é praticamente invisível. (O gás tem algumas linhas espectrais específicas, mas elas absorvem apenas uma pequena fração da luz à medida que ela passa.) A quantidade de gás necessária para produzir a absorção observada da luz no espaço interestelar teria que ser enorme. A atração gravitacional de uma massa tão grande de gás afetaria os movimentos das estrelas de maneiras que poderiam ser facilmente detectadas. Tais movimentos não são observados e, portanto, a absorção interestelar não pode ser resultado de gases.

Embora o gás não absorva muita luz, sabemos por experiência cotidiana que pequenas partículas sólidas ou líquidas podem ser absorvedoras muito eficientes. O vapor de água no ar é bastante invisível. No entanto, quando parte desse vapor se condensa em pequenas gotículas de água, a nuvem resultante é opaca. Tempestades de poeira, fumaça e poluição atmosférica oferecem exemplos familiares da eficiência com que partículas sólidas absorvem luz. Com base em argumentos como esses, os astrônomos concluíram que partículas sólidas amplamente dispersas no espaço interestelar devem ser responsáveis pelo escurecimento observado da luz das estrelas. Do que essas partículas são feitas? E como eles se formaram?

Observações como as imagens deste capítulo mostram que existe uma grande quantidade dessa poeira; portanto, ela deve ser composta principalmente de elementos que são abundantes no universo (e na matéria interestelar). Depois do hidrogênio e do hélio, os elementos mais abundantes são oxigênio, carbono e nitrogênio. Esses três elementos, junto com magnésio, silício, ferro - e talvez o próprio hidrogênio - acabam sendo os componentes mais importantes da poeira interestelar.

Muitas das partículas de poeira podem ser caracterizadas como fuligem (rica em carbono) ou arenosas (contendo silício e oxigênio). Grãos de poeira interestelar são encontrados em meteoritos e podem ser identificados porque a abundância de certos isótopos é diferente do que vemos em outros materiais do sistema solar. Várias substâncias diferentes de poeira interestelar foram identificadas dessa forma em laboratório, incluindo grafite e diamantes. (Não se empolgue; esses diamantes têm apenas um bilionésimo de um metro de tamanho e dificilmente seriam um anel de noivado impressionante!)

O modelo mais amplamente aceito mostra os grãos com núcleos rochosos que são como fuligem (rica em carbono) ou como areia (rica em silicatos). Nas nuvens escuras onde as moléculas podem se formar, esses núcleos são cobertos por mantos gelados (Figura$\PageIndex{7}$). Os gelos mais comuns nos grãos são água ($\che{H2O}$), metano ($\che{CH4}$) e amônia ($\che{NH3}$) — todos construídos a partir de átomos que são especialmente abundantes no reino das estrelas. Os mantos de gelo, por sua vez, são locais de algumas das reações químicas que produzem moléculas orgânicas complexas.

alt — Figura$\PageIndex{8}$ modelo de um grão de poeira interestelar. Acredita-se que um grão interestelar típico consiste em um núcleo de material rochoso (silicatos) ou grafite, cercado por um manto de gelo. Os tamanhos típicos de grãos são de 10 a 8 a 10 a 7 metros. (Isso é de 1/100 a 1/10 de um mícron; por outro lado, o cabelo humano tem cerca de 10 a 200 mícrons de largura.)

Os grãos individuais típicos devem ser apenas um pouco menores do que o comprimento de onda da luz visível. Se os grãos fossem muito menores, eles não bloqueariam a luz de forma eficiente, como a Figura$\PageIndex{5}$ e outras imagens deste capítulo mostram que isso acontece.

Por outro lado, se os grãos de poeira fossem muito maiores do que o comprimento de onda da luz, a luz das estrelas não ficaria avermelhada. Coisas que são muito maiores do que o comprimento de onda da luz bloqueariam a luz azul e a vermelha com a mesma eficiência. Dessa forma, podemos deduzir que um grão de poeira interestelar característico contém 106 a 109 átomos e tem um diâmetro de 10 a 8 a 10 a 7 metros (10 a 100 nanômetros). Na verdade, isso é mais parecido com as partículas de matéria sólida na fumaça do cigarro do que com os maiores grãos de poeira que você pode encontrar embaixo da mesa quando está muito ocupado estudando astronomia para limpar adequadamente.

Resumo

A poeira interestelar pode ser detectada: (1) quando bloqueia a luz das estrelas por trás dela, (2) quando dispersa a luz de estrelas próximas e (3) porque faz com que estrelas distantes pareçam mais vermelhas e mais fracas. Esses efeitos são chamados de vermelhidão e extinção interestelar, respectivamente. A poeira também pode ser detectada no infravermelho porque emite radiação térmica. A poeira é encontrada em todo o plano da Via Láctea. As partículas de poeira têm aproximadamente o mesmo tamanho do comprimento de onda da luz e consistem em núcleos rochosos que são semelhantes a fuligem (ricos em carbono) ou arenosos (silicatos) com mantos feitos de gelo, como água, amônia e metano.

Glossário

extinção interestelar: a atenuação ou absorção da luz pela poeira no meio interestelar

avermelhamento (interestelar): o avermelhamento da luz das estrelas passando pela poeira interestelar porque a poeira dispersa a luz azul de forma mais eficaz do que a vermelha