Por Joshua Sokol, de Quanta Magazine
Durante décadas, os pesquisadores acreditavam que violentas supernovas forjaram ouro e outros elementos pesados. Mas muitos agora defendem uma pedreira cósmica diferente.
Ao longo da história e do folclore, a questão de onde o ouro da Terra veio – e talvez como obter mais do mesmo – trouxe explicações fantasiosas. Os incas acreditavam que o ouro caiu do céu como as lágrimas ou o suor do deus do sol Inti. Aristóteles defendia que o ouro era água endurecida, transformada quando os raios do sol penetravam profundamente no subsolo. Isaac Newton transcreveu uma receita para fazer isso com uma pedra filosofal. Rumpelstiltskin, é claro, pode criar ouro a partir de palha.
Astrofísicos modernos têm a sua própria história. A coda, pelo menos, é relativamente clara: Cerca de quatro bilhões de anos atrás, durante um período chamado de “verniz final,” meteoritos salpicados com pequenas quantidades de metais preciosos – incluindo ouro – bombardearam a Terra nascente. Mas a questão mais fundamental de onde o ouro foi forjado no cosmos ainda é controversa.
Durante décadas, a conta predominante tem sido a de que explosões de supernovas fazem ouro, juntamente com dezenas de outros elementos pesados na parte inferior de algumas linhas da tabela periódica. Mas, como modelos computacionais de supernovas têm melhorado, eles sugerem que a maioria dessas explosões fazem ouro tão bem quanto os alquimistas da história. Talvez um novo tipo de evento – que tem sido tradicionalmente difícil, se não impossível, para estudar – é responsável.
Nos últimos anos, um debate entrou em erupção. Muitos astrônomos acreditam agora que a fusão de duas estrelas de nêutrons pode forjar abastecimento do universo de elementos pesados. Outros sustentam que, mesmo se o jardim de variedades de supernovas não possam fazer o truque, exemplos mais exóticos ainda podem ser capazes. Para resolver o argumento, os astrofísicos estão em busca de pistas em todos os lugares, a partir de simulações alquímicas de computador aos telescópios de raios gama para a crosta de manganês do fundo do oceano. E a corrida está em fazer uma observação que selaria o acordo — capturar uma das casas da moeda mais raras do cosmos com sua linha de montagem ainda em execução.
O problema da supernova
Em 1957, os físicos Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle estabeleceram um conjunto de receitas de como a vida e a morte de estrelas poderia preencher quase todas as fendas na tabela periódica. Isso implicou que os seres humanos, ou pelo menos os elementos que compõem os nossos corpos, uma vez foram poeira das estrelas.
“O problema em si é muito antigo, e por um longo tempo foi o último segredo da poeira das estrelas,” disse Anna Frebel, astrônoma do Instituto de Tecnologia de Massachusetts.
O Big Bang deixou para trás hidrogênio, hélio e lítio. Estrelas, em seguida, fundiram esses elementos em elementos progressivamente mais pesados. Mas o processo pára no ferro, que é um dos elementos mais estáveis. Núcleos maiores do que ferro são tão carregados positivamente, e tão difíceis de reunir, que a fusão não produz mais energia do que necessita para se manter.
Para fazer com que elementos pesados se formem de maneira mais confiável, você pode bombardear núcleos de ferro com nêutrons sem carga. Os novos nêutrons fazem com que o núcleo fique instável. Neste caso, um nêutron decai em um próton (saltando para fora um elétron e um antineutrino). O aumento líquido de um próton leva a um novo elemento, mais pesado.
Quando nêutrons adicionais são jogados em um núcleo mais lentamente do que ele pode decair, o processo é chamado de captura de neutrões lenta, ou processo s. Isso fabrica elementos como o estrôncio, bário e chumbo. Mas quando nêutrons pousam em um núcleo mais rápido do que se deterioram, capturam nêutrons rápidos e o processo-r ocorre, melhorando núcleos para formar elementos pesados, incluindo urânio e ouro.
A fim de persuadir os elementos do processo-r, Burbidges e seus colegas reconheceram que você precisa de algumas coisas. Primeiro, você tem que ter uma fonte relativamente pura, muito pura de nêutrons. Você também precisa de núcleos “semente” pesados (como o ferro) para capturar aqueles nêutrons. Você precisa reuni-los em um ambiente quente e denso (mas não muito denso). E terá que fazer com que tudo isso aconteça durante um evento explosivo que irá espalhar os produtos para o espaço.
Para muitos astrônomos, essas exigências implicam um tipo específico de objeto: uma supernova.
A supernova explode quando uma estrela maciça, tendo fundido seu núcleo em elementos progressivamente mais pesados, atinge o ferro. Em seguida, a fusão deixa de funcionar, e a atmosfera da estrela cai. O valor de uma massa solar colapsa em uma esfera apenas cerca de uma dezena de quilômetros de raio. Então, quando o núcleo atinge a densidade da matéria nuclear, que mantém firme. A energia emite para fora, rasgando a estrela na explosão de uma supernova visível a partir de milhares de milhões de anos-luz de distância.
Uma supernova parece marcar as caixas necessárias. Durante o colapso da estrela, prótons e elétrons no núcleo são forçados juntos, fabricando nêutrons e convertendo o núcleo em uma estrela de nêutrons infantil. O ferro é abundante. Assim como é o calor. E o material ejetado brilhante mantêm a expansão para o espaço por milênios, dispersando os produtos.
Na década de 1990, uma imagem específica tinha começado a surgir em modelos computacionais. Meio segundo depois o núcleo de um enorme colapso de estrelas, um vendaval de neutrinos flui para fora, continuando por até um minuto. Alguns desses ventos iriam explodir núcleos de ferro que poderiam servir como sementes, junto com lotes e lotes de nêutrons.
“Essa era a esperança”, disse Thomas Janka, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, Alemanha. “Este foi, eu diria, o mais interessante e mais promissor local para formar os elementos do processo-r há quase 20 anos.” E a explicação ainda tem seus adeptos. “Se você abrir um livro, ele vai dizer que o processo-r é feito por explosões de supernovas”, disse Enrico Ramirez-Ruiz , um astrofísico da Universidade da Califórnia, Santa Cruz.
Mas, como modelos de supernovas tem mais e mais sofisticações, a situação ficou pior, não melhor. As temperaturas dos ventos de neutrino não parecem ser altas o suficiente. O vento também pode ser muito lento, permitindo que os núcleos de sementes se formem tão abundantemente que não iriam encontrar nêutrons suficientes para construir elementos pesados em todo o caminho até o urânio. E os neutrinos também poderiam converter nêutrons de volta para prótons – o que significa que pode até não precisar de tantos nêutrons para o processo.
Isso deixou os teóricos voltados para um dos pontos fortes do modelo de supernova. Supernovas tornam-se estrelas de nêutrons, que parecem indispensáveis para o processo.
“Elas são fantásticos para este tipo de nucleossíntese”, disse Stephan Rosswog na Universidade de Estocolmo. “Você começa com essa quantidade gigantesca de nêutrons que não têm em nenhum outro lugar do universo.” Mas uma estrela de nêutrons também tem um forte campo gravitacional, disse ele. “A questão é que, bem, como você pode convencer a estrela de nêutrons a ejetar alguma coisa?”
Uma maneira de se abrir uma estrela de nêutrons seria usar a mesma explosão que deu origem a ela. Isso não parece funcionar. Mas e se você voltar mais tarde e rachá-la novamente?
A história das estrelas de nêutrons
Em 1974, os astrônomos de rádio encontraram o primeiro sistema de estrelas de nêutrons binárias. Com cada órbita, o par foi perdendo energia, o que implica que um dia elas iriam colidir. No mesmo ano, os astrofísicos James Lattimer e David Schramm modelaram o que aconteceria em tal situação – não especificamente o choque de duas estrelas de nêutrons, uma vez que era muito complicado para calcular no momento, mas a fusão semelhante de uma estrela de nêutrons e um buraco negro.
Enquanto explosões de supernova podem brilhar mais brevemente as galáxias inteiras que as acolhem, estrelas de nêutrons são extremamente difíceis de ver. A supernova que produziu a Nebulosa do Caranguejo foi observada por muitas culturas diferentes no ano de 1054; a estrela de nêutrons que deixou para trás não foi detectada até 1968. A fusão de duas estrelas de nêutrons seria ainda mais difícil de encontrar e compreender. Mas, embora ninguém nunca tenha visto uma, este tipo de evento exótico poderia ser responsável pelos elementos do processo-r, disseram Lattimer e Schramm.
Imagine duas estrelas de nêutrons se aproximando seu abraço final. Nas últimos órbitas em torno de si antes de se juntarem em uma estrela de nêutrons maior ou um buraco negro, o par está assolado por enormes marés gravitacionais. A colisão ejeta uma enorme quantidade de material.
“É como se você apertasse um tubo de pasta de dente, o material vem voando para fora da extremidade”, disse Brian Metzger, astrofísico teórico da Universidade de Columbia. Por trás de cada estrela de nêutrons se estende uma cauda, com talvez 10 nêutrons a cada próton, todos aquecidos a milhões de graus. Núcleos pesados formam-se em cerca de um segundo. Como eles têm tantos nêutrons extras são instáveis, eles são radioativos. Eles brilham, eventualmente, deteriorando coisas como ouro e platina.
Pelo menos, é assim que funciona em simulações.
Uma galáxia dourada
Fusões de supernovas e estrelas de nêutrons são ambas capazes de fazer fazer elementos do processo-r. Mas há uma grande diferença em quanto cada uma dessas opções pode fazer. Supernovas produzem talvez o valor da nossa lua de ouro. Fusões estrelas de neutrões, pelo contrário, fazem cerca de uma massa de Júpiter de ouro – milhares de vezes mais do que em uma supernova – mas acontecem muito menos frequentemente. Isso permite que os astrônomos pesquisem a distribuição de elementos do processo-r como uma forma de rastrear suas origens.
“Pense nos elementos do processo -r como o chocolate”, disse Ramirez-Ruiz. Um universo enriquecido por elementos do processo-r – predominantemente em supernovas – seria como um cookie com uma camada fina, uniformemente distribuída de chocolate. Por outro lado, “fusões de estrelas de nêutrons são como biscoitos de chocolate”, disse ele. “Todo o chocolate, ou o processo-r, é concentrado.”
Uma forma de avaliar a distribuição e taxa de eventos de processo-r é olhar para os seus subprodutos na Terra. Muito tempo depois de supernovas iluminarem a Via Láctea, os núcleos podem se aglutinar em grãos de poeira interestelar, passando pelos campos magnéticos solares e terrestres, e caindo para a Terra, onde eles poderão ser preservados no fundo do oceano. Um artigo de 2016 no Nature que observou o ferro-60 radioativo na crosta de águas profundas, encontrou vestígios de várias supernovas próximas nos últimos 10 milhões de anos. No entanto, essas supernovas não pareceram corresponder com elementos do processo-r. Quando a mesma equipe observou amostras de plutônio 244 na crosta do fundo do mar, uma tipo instável de produto do processo-r que decai com o tempo, eles encontraram poucas evidências. “Seja qual for o local que está criando esses elementos mais pesados, ele não é muito frequente em nossa galáxia”, disse Metzger.
Nem todos concordam com essa conclusão. Outra equipe, liderada por Shawn Bishop na Universidade Técnica de Munique, ainda espera encontrar plutônio radioativo na Terra, oriundo de supernovas recentes. Em um trabalho em andamento, sua equipe está à procura de indícios de elementos do processo-r em sedimentos que contêm microfósseis: os minúsculos restos de bactérias que levam em metais de seu ambiente para fazer cristais magnéticos.
Os astrônomos também podem observar para a evidências de um cookie de chocolate cósmico mais distante. O elemento de processo-r, európio, tem uma forte linha espectral, permitindo que os astrônomos observem-no nas atmosferas de estrelas. Entre as velhas estrelas que se encontram no halo da Via Láctea, observou assinaturas de processo-r que foram fracassadas ou tiveram sucesso. “Nós podemos encontrar duas estrelas muito semelhantes, por exemplo, que tem o mesmo teor de ferro”, disse Ramirez-Ruiz. “Mas európio que elas contêm, que tem a assinatura para o processo-r, pode alterar-se por duas ordens de magnitude.” Por isso, o universo está parecendo mais com gotas de chocolate do que o glacê de chocolate, argumenta Ramirez-Ruiz.
Astrônomos descobriram um exemplo ainda mais limpo. Muitas galáxias anãs experimentam apenas uma breve explosão de atividade antes de se estabilizarem. Isso dá-lhes uma janela estreita para que um evento de processo-r ocorra ou não. E até 2016, nenhuma estrela em uma galáxia anã qualquer parecia ser enriquecido com elementos do processo-r.
Isso é o motivo pelo qual ligação telefônica do MIT recebida por Frebel ter sido tão surpreendente. Seu estudante Alex Ji já tinha observado estrelas em uma galáxia anã chamada Reticulum II. “Ele me ligou às duas da manhã e disse ‘Anna, eu acho que há um problema com o espectrógrafo’. “Uma estrela em particular parecia ter uma forte linha de európio. “Eu fiz essa piada. Eu disse, ‘Bem, Alex, talvez você encontrou uma galáxia de processo-r”, disse Frebel. Ele realmente tinha. Retículo II tem sete estrelas enriquecidas com elementos do processo-r, todos implicando um único evento raro.
Tabela periódica dos elementos. Em vermelho, os átomos feitos a partir do processo-r. Lucy Reading-Ikkanda / Quanta Magazine
Novos tipos de Supernovas
Para os defensores do modelo da fusão de estrelas de nêutrons, tudo isso se encaixa muito bem. Fusões de estrela de nêutrons são naturalmente raras. Ao contrário de uma única estrela massiva em colapso se tornar supernova, elas exigem duas estrelas de nêutrons para se formar, para estar em uma órbita binária, e mesclar-se talvez cem milhões de anos mais tarde. Mas os críticos também apontam que elas podem ser muito raras.
Em nossa galáxia, fusões de estrelas de nêutrons podem acontecer tão raramente quanto uma vez a cada cem milhões de anos, ou tão frequentemente quanto uma vez a cada 10 mil anos – taxas que diferem por um fator de 10.000. “A única coisa que me chocou é: As pessoas que estavam dizendo que fusões estrelas de nêutrons estão explicando o processo-r também estavam tornando esta taxa mais elevada”, disse Christopher Fryer, astrofísico Los Alamos National Laboratory.
Quando Fryer e seus colegas usaram estimativas mais moderadas sobre a frequência de ocorrência de fusões de estrelas de nêutrons e quanto de material do processo-r se deu, eles descobriram que as fusões estrela de nêutrons podem explicar apenas 1 por cento dos elementos de processo-r observadas no universo. E se a taxa verdadeira fica no extremo menor, eles poderiam contribuir cem vezes menos novamente. “Mais pessoas estão voltando para “Huh, quais outras fontes de processo-r podemos ter? “, Disse Fryer.
É aí onde as supernovas podem surgir novamente. Se, talvez, 1 por cento das supernovas de colapso de núcleo comportam-se de maneira diferente do que as simulações padrão prevêem, eles também podem ser capazes de produzir quantidades consideráveis de elementos do processo-r em um padrão de chocolate. Uma maneira de salvar uma explosão de supernova é se uma estrela explode com enormes jatos magneticamente movidos em vez de neutrinos, argumenta Nobuya Nishimura, um astrofísico da Universidade de Keele, na Inglaterra, e seus colegas em um artigo recente. Isso criaria uma rápida explosão de matéria rica em nêutrons, permitindo sementes de núcleos crescerem em pelo menos alguns dos elementos do processo-r. “Você não precisa ficar uma eternidade lá”, disse Fryer. “Você só precisa ficar [na região] por 100 milissegundos.”
A resposta, muitos astrônomos acreditam, vai acabar sendo algum tipo de compromisso. Essa mudança já pode estar acontecendo. “O processo-r não é realmente o processo-r”, disse Frebel. Talvez ele pode ser quebrado ao meio, a medida que os elementos “fracos” do processo-r mais leves do que o bário – provenientes de supernovas- e os mais pesados, como ouro – provenientes de colisões estrela de nêutrons.
Escutando o barulho
E há mais um cavalo negro ainda à espreita: a fusão de uma estrela de nêutrons e um buraco negro, no qual Lattimer e Schramm tinham inicialmente considerado. A estrela de nêutrons no par ainda ejetam material, assim como antes. Mas a taxa desses eventos é ainda mais confusa. “Talvez até mesmo eles são os elementos dominantes produzidos no processo-r”, disse Janka. “Nós não sabemos. Precisamos de melhores dados.”
Esses dados podem já estar a caminho. As últimos órbitas de uma fusão estrelas de nêutrons ou de uma fusão entre uma estrela de nêutrons e um túnel do buraco negro que arrasta tanto o espaço-tempo que as ondas gravitacionais rugem para fora do sistema. O LIGO (Observatório Gravitational-Wave Laser Interferometer), que já conseguiu “ouvir” uma fusão de buracos negros, está se aproximando de uma sensibilidade que deve deixá-lo começar a capturar fusões de estrela de nêutrons em galáxias distantes. Uma vez que a LIGO atinge a sua sensibilidade completa, uma não-detecção poderia significar a ruína para os modelos de fusão de estrelas de nêutrons. “Se eles ainda não encontraram algo, haverá um momento em que Enrico [Ramirez-Ruiz] e Brian [Metzger], deverão saber, e voltar para o conselho”, disse Selma de Mink, uma astrofísica da University of Amsterdam.
O sonho, porém, é ir além para fazer inferências sobre eventos de processo-r e observar um realmente em ação. Duas equipes já podem ter feito isso. Em 2013, o satélite Swift pegou uma explosão de raios gama curta: um tipo de evento também atribuída a colisão de estrelas de nêutrons. Outros telescópios também estão fazendo trabalhos semelhantes.
Nas simulações, uma assinatura de observação chamada de kilonova segue fusões de neutrões estrelas. Os núcleos radioativos feitos através da disseminação e brilho do processo-r, fazendo com que o sistema aceleram o brilho por cerca de uma semana antes de começar a desaparecer. E esses elementos são tão opacos que apenas a luz vermelha pode penetrar lá. O evento de 2013 combinava ambos as previsões, mas foi tão longe que era difícil interpretar completamente. “Não é convincente, mas é sugestivo”, disse Metzger.
Muitos dos astrônomos que fizeram essa descoberta agora fazem parte das equipes na esperança de encontrar uma kilonova mais de perto, de forma mais definitiva. Isso implica o ataque súbito em um sinal da LIGO de fusão de estrelas de nêutrons e rapidamente encontrar a sua fonte no céu com telescópios mais tradicionais – talvez até mesmo medir o seu espectro de luz usando algo parecido com o próximo telescópio espacial James Webb. Ao fazê-lo, pode ser possível ver uma nuvem de elementos recém-nascidos processo-r ou para inferir algo de sua ausência. “O mundo de explosões de raios gama nos treinou muito bem”, disse Wen-fai Fong, da Universidade do Arizona. “É definitivamente como uma corrida. Quão rapidamente você pode reagir? “
Traduzido e adaptado de Quanta Magazine