ONDE UMA ESTRELA JOVEM QUEIMA SEU CARBONO

O carbono é a espinha dorsal da vida como a conhecemos: mais da metade da massa seca de um corpo humano. Mesmo assim, a Terra tem estranhamente pouco dele. O grosso da rocha do nosso planeta contém, para a sua massa, cerca de quatro ordens de grandeza — dez mil vezes — menos carbono que o Sol, ou que a poeira interestelar da qual a Terra nasceu. Várias explicações foram propostas, da luz ultravioleta à oxidação, mas nenhuma dá conta disso por completo.

Um suspeito é o calor. O carbono dos grãos de poeira vem em várias formas — carbono amorfo parecido com fuligem, hidrocarbonetos, grafite — que se decompõem a temperaturas diferentes. A partir de cerca de 500 kelvin, a linha da fuligem (soot line), as formas mais voláteis escapam; por volta de 1.200 kelvin, até o carbono amorfo já desapareceu. Trabalhos anteriores estimaram que esse aquecimento deve ter ocorrido no primeiro milhão de anos da formação da Terra.

Uma estrela flagrada no “tempo zero”

HOPS-68 é uma estrela muito jovem na nuvem molecular de Órion, a cerca de 414 parsecs de distância. Um estudo complementar da mesma equipe mostrou que o meio de seu disco interno chega a 1.400 kelvin — quente o bastante para que toda a poeira se vaporize. Nosso Sistema Solar também passou por uma fase assim: é o “tempo zero” do registro dos meteoritos, quando grãos ricos em cálcio e alumínio se condensaram a partir de gás quente perto do jovem Sol. Só duas estrelas jovens de baixa massa são candidatas conhecidas a esse momento, ambas em Órion.

F. J. Ballieux, M. K. McClure e colegas, da Universidade de Leiden, com parceiros nos Estados Unidos e na Alemanha, examinaram agora o carbono em seu espectro, obtido pelo Instrumento de Infravermelho Médio (Mid-Infrared Instrument) do JWST, junto com dados de arquivo da rede (sub)milimétrica ALMA.

Um espectro cheio de hidrocarbonetos

A luz de HOPS-68 é atravessada pelas impressões digitais de muitas moléculas de carbono:

• cianeto de hidrogênio e acetileno quentes, a cerca de 320 e 430 kelvin, em grandes quantidades — cerca de 20 vezes mais do que em torno da outra estrela do “tempo zero”. Eles se movem em nossa direção a 39 a 53 quilômetros por segundo em relação à estrela, como o gás com oxigênio que traça um vento que sopra do disco;
• moléculas mais frias, em torno de 40 a 55 kelvin, entre elas o diacetileno (C₄H₂), o radical metila e o monossulfeto de carbono, provavelmente no disco externo ou ao longo das paredes da cavidade escavada pelo fluxo de saída da estrela;
• triacetileno (C₆H₂), uma cadeia de seis átomos de carbono, detectado pela primeira vez em torno de uma estrela jovem.

O ALMA acrescenta outra pista: o radical C₂H reveste as paredes da cavidade do fluxo de saída, movendo-se para fora com o jato em vez de cair para dentro.

Uma zona de destruição do carbono

A equipe propõe um cenário. Entre a linha da fuligem e o ponto em que até o carbono amorfo se vaporiza — cerca de 500 a 1.200 kelvin — fica o que ela chama de “zona de destruição do carbono refratário”: ali, todo o carbono sólido deixa os grãos e vira gás. Em HOPS-68, a região interna muito quente empurra essa zona para fora e a amplia. O carbono liberado é então engolido pela estrela ou levado pelo vento do disco.

De um jeito ou de outro, a poeira da região onde se formam os planetas rochosos perde seu carbono. O mesmo processo, sugere a equipe, pode ter contribuído para o déficit de carbono da Terra. Quanto carbono o vento de fato remove ainda precisa ser medido.

Mais longe, a luz ultravioleta quebra o acetileno em C₂H, que reage com mais acetileno para construir cadeias mais longas, como C₄H₂ e C₆H₂. Entre 900 e 1.100 kelvin, a zona de destruição poderia até forjar hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, como numa chama — algo ainda a ser confirmado.

De uma protoestrela aos asteroides

O estudo tem duas consequências mais amplas. Primeiro, as cadeias de carbono vistas em torno de outras estrelas jovens costumam ser atribuídas a gás que cai do envelope ao redor; em HOPS-68 elas claramente fluem para fora, o que sugere que essa química pode, em vez disso, traçar fluxos de saída.

Segundo, as amostras trazidas dos asteroides Ryugu e Bennu contêm matéria orgânica abundante em forma de cadeia (“alifática”). Como as cadeias longas de HOPS-68 se formam fora do vento, elas não são sopradas para longe; poderiam mais tarde cair de volta sobre o disco externo. A equipe sugere que essas cadeias poderiam contribuir para a matéria orgânica de asteroides e meteoritos. Se for assim, HOPS-68 mostraria, num único sistema jovem, tanto a formação daqueles grãos de meteoritos quanto o material rico em carbono em que eles estão incrustados — uma pedra de Roseta para a formação dos primeiros corpos pequenos de um sistema planetário.