Novas observações confirmam um passo importante na formação estelar

Novas observações confirmaram um passo fundamental no processo de formação estelar: um “vento cósmico” giratório feito de moléculas, de importância vital para que as nuvens de gás em colapso se contraiam o suficiente para formar uma jovem estrela quente e densa. O resultado foi obtido a partir de observações de rádio, combinadas com uma análise sofisticada que permitiu aos astrónomos sondar o fluxo de matéria em torno de uma jovem estrela na nuvem escura CB26 com mais pormenor do que nunca. O trabalho foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

As observações efetuadas por Ralf Launhardt, líder de um grupo no Instituto Max Planck de Astronomia, e seus colegas, permitiram vislumbrar uma parte importante do cenário padrão para a formação de novas estrelas: um mecanismo que explica como as nuvens de gás podem colapsar para dar origem a uma nova estrela, sem serem despedaçadas pela sua própria rotação durante o processo.

As novas estrelas formam-se quando o gás de uma nuvem cósmica de hidrogénio colapsa sob a sua própria gravidade e a sua temperatura aumenta. A partir de um certo limiar de densidade e temperatura, dá-se a fusão nuclear, com os núcleos de hidrogénio a fundirem-se para formar núcleos de hélio. A energia libertada por este processo é o que faz as estrelas brilharem. Mas há uma complicação. Nenhuma nuvem de gás no cosmos está perfeitamente imóvel – todas as nuvens giram pelo menos um pouco. Quando o gás se contrai, essa rotação torna-se cada vez mais rápida. Os físicos chamam a isto “conservação do momento angular”. Fora do âmbito da astronomia, este fenómeno é conhecido, por exemplo, na patinagem artística: quando uma patinadora artística quer girar muito depressa, começa uma rotação lenta com os dois braços e uma perna esticados. Depois, puxa os membros para junto do seu eixo de rotação e a velocidade de rotação aumenta consideravelmente.

Um problema e a sua (potencial) solução

Para a formação estelar, isto representa um potencial problema. A rotação rápida implica forças centrífugas, que atiram a matéria para longe do eixo de rotação. Num carrossel com baloiços, isso faz parte da diversão: à medida que o carrossel gira, as cadeiras dos utilizadores, suportadas por correntes, são atiradas para fora. Para uma protoestrela, por outro lado, as forças centrífugas podem ser fatais: se for expulso material suficiente à medida que a nuvem colapsa e acelera a sua rotação, pode não sobrar o suficiente para formar uma protoestrela!

Isto é conhecido como o “problema do momento angular” da formação estelar. Uma solução teórica para pelo menos uma grande parte do problema foi encontrada na década de 1980. À medida que matéria adicional cai sobre a protoestrela central nascente, forma-se o chamado disco de acreção: um disco plano e giratório de gás e poeira, cuja matéria acabará por cair sobre a protoestrela no centro. A física por detrás dos discos de acreção é bastante complexa: parte do gás no disco transforma-se em plasma, com os átomos de hidrogénio a separarem-se num eletrão e num protão cada. À medida que o plasma gira no disco, cria um campo magnético. Este campo, por sua vez, influencia o fluxo de plasma: uma pequena quantidade de plasma desloca-se ao longo das linhas do campo magnético. De vez em quando, as partículas de plasma à deriva colidem com moléculas (eletricamente neutras); o resultado é que parte do gás molecular é também arrastado. Estas moléculas formam um “vento de disco”, que pode retirar um momento angular considerável do disco. A perda de momento angular abranda a rotação, diminui as forças centrífugas e pode resolver o problema do momento angular da protoestrela.

Da hipótese à observação

Ao início, este cenário não era mais do que uma hipótese plausível. Para um observador na Terra, uma estrutura como um disco de acreção, mesmo à volta da estrela recém-formada mais próxima, é de facto muito pequena. Foi por isso que foram precisos mais de 20 anos para os astrónomos encontrarem evidências tentadoras de rotação neste tipo de fluxo: em 2009, Ralf Launhardt e colegas do Instituto Max Planck de Astronomia conseguiram observar o fluxo de massa em torno de uma jovem estrela numa pequena nuvem de hidrogénio com a designação CB26. A menos de 460 anos-luz da Terra, CB26 é um dos sistemas de disco mais próximos conhecidos em torno de uma protoestrela.

As observações em questão são feitas com radiotelescópios que operam em comprimentos de onda milimétricos, neste caso um conjunto de antenas chamado PdBI (Plateau de Bure Interferometer). Com efeito, estas antenas são combinadas de uma forma inteligente, de modo a atuarem como uma única antena de rádio muito maior. Os radiotelescópios deste tipo podem detetar radiação que é característica de diferentes tipos de moléculas – neste caso, monóxido de carbono (CO). Quando as moléculas se aproximam ou se afastam do observador, essa radiação característica é deslocada para comprimentos de onda ligeiramente mais longos ou mais curtos (“efeito Doppler”), o que, por sua vez, permite aos astrónomos seguir o movimento do gás ao longo da linha de visão.

As observações de 2009 mostraram que o fluxo de gás proveniente da jovem estrela estava de facto em movimento, e da forma correta que seria de esperar de um vento de disco giratório a remover momento angular. Mas não conseguiram fornecer pormenores suficientemente finos para permitir qualquer julgamento sobre a distância da estrela a que o vento foi lançado do disco – uma propriedade chave que determina a quantidade de momento angular que o fluxo de gás pode transportar.

Observando ventos de discos giratórios

Os novos resultados agora publicados confirmam este facto. Para este trabalho, Launhardt e colegas puderam efetuar observações com uma resolução angular muito mais elevada. Utilizaram uma configuração do PdBI em que as antenas de rádio foram colocadas muito mais afastadas do que nas suas primeiras observações. Também dispunham de um modelo físico-químico sofisticado do disco, que lhes permitia distinguir entre as contribuições do disco e as contribuições do vento do disco. Tudo isto permitiu aos astrónomos determinar as dimensões do fluxo em forma de cone: perto do disco, a extremidade inferior do cone tem um raio de cerca de 1,5 vezes a distância Terra-Neptuno – mais do que suficiente para o vento do disco transportar muito momento angular! Esta foi a primeira vez que estas dimensões foram determinadas diretamente a partir de imagens (reconstruídas).

Com estas medições, o argumento ficou claro: os ventos do disco podem de facto resolver a maior parte do problema do momento angular das protoestrelas. Launhardt e colegas puderam também comparar as suas medições com reconstruções indiretas das dimensões do vento do disco, em nove outros sistemas estrela-disco jovens que tinham sido publicados desde o artigo científico de 2009. A comparação mostra uma tendência clara para o raio médio da área em que o vento do disco tem origem no disco ter crescido ao longo do tempo: no início, durante as primeiras dezenas de milhares de anos, há ventos do disco altamente concentrados, ao passo que após cerca de um milhão de anos, os ventos do disco são muito mais difusos.

Os próximos passos

Os astrónomos já estão a planear as suas próximas observações de CB26. Entretanto, o PdBI foi melhorado. O novo observatório, agora com o nome NOEMA, tem 12 antenas em vez das 6 anteriores e permite configurações que podem revelar pormenores duas vezes mais pequenos do que o seu antecessor. Mas embora estes aperfeiçoamentos sejam bastante promissores, o passo fundamental é o que é dado no presente artigo científico: uma confirmação sólida de que os ventos do disco são, de facto, um factor importante para permitir a formação de protoestrelas e para resolver o problema do momento angular.

// Instituto Max Planck de Astronomia (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (Astronomy & Astrophysics)

Saiba mais:

CB26:
Catálogo de discos circunstelares

Formação estelar:
Wikipedia

PdBI (Plateau de Bure Interferometer), agora NOEMA (Northern Extended Milimeter Array):
IRAM
PdBI (Wikipedia)
NOEMA (Wikipedia)