A Nebulosa de Órion, uma das regiões de formação estelar mais conhecidas do céu, apresenta um mistério que desafia os astrônomos há décadas. Apesar da intensa radiação produzida por suas estrelas massivas, numerosos discos de gás e poeira continuam existindo ao redor de estrelas jovens.
Esses discos estão perdendo material tão rapidamente que, considerando a idade das estrelas, muitos já deveriam ter desaparecido.
Agora, uma equipe de pesquisadores da Universidade de Leiden, nos Países Baixos, propõe uma explicação para esse problema: uma das estrelas mais massivas da região pode ter se formado a partir da fusão de duas estrelas, há algumas centenas de milhares de anos.
O estudo, liderado pela astrônoma Maite Wilhelm e aceito para publicação na revista Astronomy & Astrophysics, utiliza simulações computacionais para investigar como essa possível colisão teria modificado as condições físicas da nebulosa.
A hipótese também pode explicar outra característica intrigante de Órion: uma grande estrutura de gás em expansão que parece ser muito mais jovem do que as estrelas responsáveis por impulsioná-la.
Localizada a aproximadamente 1.400 anos-luz da Terra, a Nebulosa de Órion é a região de formação de estrelas massivas mais próxima do Sistema Solar.
Ela pode ser observada a olho nu em condições favoráveis e abriga milhares de estrelas jovens, muitas delas ainda cercadas por material remanescente de sua formação.
Parte desse material forma discos protoplanetários, estruturas compostas principalmente por gás e poeira nas quais planetas podem começar a se desenvolver.
As observações realizadas pelo Telescópio Espacial Hubble, especialmente a partir da década de 1990, revelaram detalhes de diversos desses discos.
Alguns apresentam uma aparência semelhante à de pequenos girinos, com uma região mais densa próxima à estrela e uma extensão de gás que se projeta para fora.
Esses objetos são conhecidos como proplyds, termo derivado da expressão inglesa para discos protoplanetários.
Suas formas incomuns estão relacionadas à radiação intensa emitida pelas estrelas massivas da região central da nebulosa.
Quando essa radiação atinge os discos, aquece o gás presente em suas camadas externas.
Parte do material pode atingir velocidades suficientes para escapar da gravidade da estrela que abriga o disco, formando um fluxo de gás.
Esse processo é conhecido como fotoevaporação.
A radiação e os ventos provenientes das estrelas massivas também influenciam o formato desses fluxos, produzindo as estruturas alongadas observadas pelo Hubble.
O problema é que a perda de material acontece rapidamente.
As estrelas do Aglomerado da Nebulosa de Órion possuem idades típicas da ordem de um milhão de anos.
Entretanto, se os discos tivessem sido expostos durante todo esse período à intensidade atual da radiação, muitos não deveriam ter sobrevivido até hoje.
Essa diferença entre a idade das estrelas e o tempo estimado de sobrevivência dos discos constitui um dos principais enigmas investigados pela nova pesquisa.
Grande parte da radiação responsável pela fotoevaporação dos discos é produzida por Theta¹ Orionis C1.
Essa estrela integra o famoso Trapézio de Órion, um conjunto de estrelas massivas localizado na região central da nebulosa.
Com aproximadamente 33,5 vezes a massa do Sol, Theta¹ Orionis C1 pertence à classe espectral O, formada por estrelas extremamente quentes e luminosas.
Essas estrelas emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta, incluindo fótons capazes de ionizar o hidrogênio.
A radiação de Theta¹ Orionis C1 desempenha um papel fundamental na iluminação da Nebulosa de Órion e na transformação do gás presente em suas proximidades.
Seus ventos estelares também contribuem para modificar a estrutura do ambiente.
Entretanto, a influência dessa estrela sobre os discos protoplanetários parece intensa demais para ter permanecido constante durante toda a existência do aglomerado.
Os pesquisadores investigaram a possibilidade de que Theta¹ Orionis C1 nem sempre tenha apresentado sua massa e luminosidade atuais.
Segundo a hipótese proposta, a estrela pode ter se formado quando duas estrelas anteriormente separadas se fundiram.
Antes dessa fusão, a radiação produzida pelo sistema teria sido significativamente menor.
Isso permitiria que os discos protoplanetários permanecessem relativamente preservados durante boa parte de sua existência.
Somente depois da colisão a intensidade da radiação teria aumentado, acelerando a perda de material observada atualmente.
A hipótese envolve um sistema estelar triplo.
Nesse cenário, duas estrelas formavam originalmente um sistema binário, orbitando um centro de massa comum.
Uma terceira estrela, identificada como a possível progenitora da atual companheira Theta¹ Orionis C2, exercia influência gravitacional sobre o par.
Essa interação poderia modificar gradualmente a geometria das órbitas das duas estrelas internas.
O mecanismo é conhecido como oscilações de von Zeipel-Lidov-Kozai.
Em sistemas triplos com determinadas configurações orbitais, a influência gravitacional da estrela mais distante pode provocar mudanças na inclinação e na excentricidade da órbita interna.
A excentricidade descreve o quanto uma órbita se afasta de uma trajetória circular.
Quando ela aumenta, as duas estrelas podem passar muito próximas uma da outra durante parte de suas órbitas.
Dependendo das condições, essas aproximações podem intensificar as interações entre as estrelas e levar à fusão.
No cenário investigado pelos pesquisadores, esse processo teria provocado a união das duas estrelas internas, formando a atual Theta¹ Orionis C1.
A terceira estrela teria permanecido no sistema como sua companheira.
Para avaliar essa possibilidade, a equipe realizou simulações computacionais de diferentes configurações de sistemas triplos.
Os resultados mostraram que fusões desse tipo são fisicamente plausíveis.
Entretanto, as simulações também revelaram uma dificuldade: em muitos casos, as estrelas se fundiam antes do período necessário para explicar as características atuais da nebulosa.
Os autores discutem a possibilidade de que efeitos de maré, rotação estelar e encontros gravitacionais com outras estrelas do aglomerado tenham retardado a fusão.
Esses fatores ainda precisam ser investigados com maior detalhamento.
Se a fusão aconteceu há algumas centenas de milhares de anos, ela teria produzido uma mudança importante na quantidade de radiação emitida pelo sistema.
Duas estrelas menos massivas não produzem necessariamente a mesma quantidade de radiação ultravioleta ionizante que uma única estrela formada pela união de suas massas.
A luminosidade das estrelas massivas, especialmente em comprimentos de onda mais energéticos, depende fortemente de suas propriedades físicas.
Por isso, a formação de uma estrela mais massiva poderia aumentar significativamente a intensidade da radiação disponível para aquecer e ionizar o gás ao redor.
Antes da fusão, os discos protoplanetários teriam permanecido expostos a um ambiente menos agressivo.
Depois, a radiação da nova estrela teria intensificado rapidamente a fotoevaporação.
Isso permitiria compreender por que os discos ainda existem, apesar de apresentarem atualmente taxas elevadas de perda de material.
O cenário também tem consequências para a formação planetária.
A quantidade de gás e poeira disponível em um disco influencia os processos de crescimento de planetas e a evolução de sistemas planetários jovens.
Uma mudança repentina na intensidade da radiação externa pode alterar o tempo disponível para esses processos.
Assim, uma fusão entre estrelas massivas poderia afetar indiretamente a formação de planetas ao redor de outras estrelas próximas.
Além dos discos protoplanetários, os pesquisadores investigaram uma grande estrutura de gás em expansão na Nebulosa de Órion.
Essa estrutura, frequentemente descrita como uma camada ou concha, é influenciada pela energia liberada pelas estrelas massivas do aglomerado.
Observações indicam que ela se expande a aproximadamente 13 quilômetros por segundo.
Seu raio é estimado em cerca de 2,5 parsecs, o equivalente a pouco mais de oito anos-luz.
Ao relacionar suas dimensões e velocidade de expansão, os astrônomos obtêm uma idade dinâmica de aproximadamente 300 mil anos.
Essa estimativa é muito menor do que a idade típica das estrelas presentes na região.
Entretanto, a idade dinâmica não precisa corresponder exatamente ao momento em que a estrutura começou a existir.
Ela depende da história de expansão do gás, que pode ter sofrido acelerações e desacelerações.
Os pesquisadores propõem que a fusão estelar tenha provocado um aumento relativamente recente na energia transferida ao ambiente.
Com a formação de uma estrela mais massiva, os ventos estelares e a radiação poderiam ter intensificado a expansão da camada de gás.
Esse processo ajudaria a explicar por que a estrutura apresenta características dinâmicas associadas a um período mais recente do que a formação das estrelas.
Entretanto, as simulações revelaram que a fusão, isoladamente, não parece fornecer toda a energia necessária.
Segundo os pesquisadores, o aumento na potência dos ventos estelares exigido para reproduzir a expansão observada é maior do que aquele previsto apenas pela formação da estrela mais massiva.
Por isso, a equipe investigou a influência de outro processo.
Uma possível contribuição adicional envolve o material liberado pela fotoevaporação dos discos protoplanetários.
Esse gás é relativamente frio quando comparado ao material extremamente quente presente nas regiões internas das bolhas produzidas pelos ventos estelares.
Ao se misturar com o gás quente, o material proveniente dos discos pode modificar as condições físicas da região e influenciar a evolução da estrutura em expansão.
Os pesquisadores investigaram como essa mistura poderia contribuir para reproduzir as características atuais da concha de gás.
Os resultados indicam que o processo pode ajudar a compensar a diferença entre a energia prevista para uma fusão estelar e aquela necessária para explicar a expansão observada.
Entretanto, a eficiência dessa mistura ainda apresenta incertezas.
O cenário depende de condições físicas específicas e precisa ser investigado com modelos mais detalhados.
Isso significa que a hipótese da fusão oferece uma explicação possível para os dois problemas de idade, mas ainda não resolve definitivamente todas as questões.
A equipe também destaca duas propriedades incomuns de Theta¹ Orionis C1.
Uma delas é seu campo magnético, cuja orientação apresenta uma inclinação em relação ao eixo de rotação da estrela.
A outra é uma quantidade de nitrogênio em sua superfície superior à esperada em determinadas condições para uma estrela com suas características.
Essas propriedades podem estar relacionadas a processos ocorridos durante uma fusão estelar.
A interação entre duas estrelas pode modificar a distribuição de momento angular e a estrutura magnética do objeto resultante.
Também pode provocar a mistura de materiais provenientes de diferentes regiões internas, alterando a composição química observada na superfície.
Por isso, o campo magnético inclinado e o enriquecimento em nitrogênio são compatíveis com a possibilidade de uma fusão anterior.
Entretanto, essas características não constituem provas independentes de que a colisão aconteceu.
Outros processos associados à evolução de estrelas massivas também podem influenciar seus campos magnéticos e sua composição superficial.
O estudo apresenta um cenário capaz de relacionar diferentes características da Nebulosa de Órion a um mesmo acontecimento.
Uma possível fusão estelar teria aumentado a luminosidade de Theta¹ Orionis C1, intensificado a fotoevaporação dos discos e contribuído para acelerar a expansão da camada de gás.
Entretanto, a pesquisa não observou diretamente a colisão.
A hipótese foi construída a partir de modelos físicos e simulações computacionais que procuram reproduzir as propriedades atuais da região.
Ainda existem incertezas sobre a configuração original do sistema triplo, o momento exato da possível fusão e os processos necessários para explicar a expansão do gás.
Novas observações e simulações poderão investigar essas questões.
A análise detalhada das propriedades de Theta¹ Orionis C1, incluindo sua composição química, campo magnético e movimento orbital, poderá fornecer informações adicionais sobre sua história.
Estudos da distribuição e do movimento do gás na nebulosa também poderão ajudar a testar se houve um aumento relativamente recente na energia liberada pela estrela.
Se a hipótese for confirmada, ela mostrará que a evolução de sistemas estelares múltiplos pode modificar profundamente o ambiente de formação de outras estrelas e planetas.
Nesse cenário, uma interação gravitacional entre três estrelas teria provocado uma fusão capaz de alterar as condições físicas de uma das regiões de formação estelar mais próximas e estudadas do Sistema Solar.
Sobre a Imagem: Os discos protoplanetários em Órion parecem ser mais jovens que suas estrelas. E a camada de gás em expansão de Órion também parece ser mais jovem. O que explica isso?
Crédito da imagem: ESA/Hubble.
Artigo Científico: https://www.universetoday.com/articles/a-merger-solves-a-puzzling-paradox-in-orion