Astronomia

Na primeira secção do seu capítulo, descrevemos o disco fino, o disco grosso e o halo estelar. Olhe para a seção anterior e note alguns dos padrões. Estrelas jovens estão no disco fino, são ricas em metais, e orbitam o centro da Galáxia em alta velocidade. As estrelas no halo são antigas, têm baixa abundância de elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, e têm órbitas altamente elípticas orientadas aleatoriamente na direção (veja Figura 1). As estrelas Halo podem mergulhar através do disco e do bulbo central, mas passam a maior parte do seu tempo muito acima ou abaixo do plano da Galáxia. As estrelas no disco grosso são intermediárias entre estes dois extremos. Vamos primeiro ver porque a idade e a abundância de elementos mais pesados estão correlacionados e depois ver o que estas correlações nos dizem sobre a origem da nossa Galáxia.

Duas Estrelas

A descoberta de que existem dois tipos diferentes de estrelas foi feita pela primeira vez por Walter Baade durante a Segunda Guerra Mundial. Como cidadão alemão, Baade não foi autorizado a fazer pesquisas de guerra como muitos outros cientistas americanos estavam fazendo, então ele foi capaz de fazer uso regular dos telescópios Mount Wilson no sul da Califórnia. Suas observações foram auxiliadas pelos céus mais escuros que resultaram do apagão de guerra de Los Angeles.

entre as coisas que um grande telescópio e céus escuros permitiram a Baade examinar cuidadosamente estavam outras galáxias-vizinhas da nossa galáxia Via Láctea. Vamos discutir outras galáxias no próximo capítulo (Galáxias), mas por enquanto vamos apenas mencionar que a galáxia mais próxima que se assemelha à nossa (com um disco e estrutura espiral semelhantes) é frequentemente chamada de galáxia Andrómeda, depois da constelação em que a encontramos.

Baade ficou impressionado com a semelhança das estrelas principalmente avermelhadas na protuberância nuclear da galáxia Andrómeda com as dos aglomerados globulares da nossa galáxia e da auréola. Ele também notou a diferença de cor entre todas estas e as estrelas mais azuis encontradas nos braços espiralados perto do Sol (Figura 2). Nesta base, ele chamou as estrelas azuis brilhantes na população de braços espirais I e todas as estrelas na população de auréolas e aglomerados globulares II.

Sabemos agora que as populações diferem não apenas em suas localizações na Galáxia, mas também em sua composição química, idade e movimentos orbitais ao redor do centro da Galáxia. As estrelas da população I são encontradas apenas no disco e seguem órbitas quase circulares ao redor do centro galáctico. Exemplos são estrelas supergiantes brilhantes, estrelas de seqüência principal de alta luminosidade (classes espectrais O e B), que estão concentradas nos braços espirais, e membros de aglomerados de estrelas jovens e abertas. As estrelas de matéria interestelar e nuvens moleculares são encontradas nos mesmos lugares que as estrelas da população I.

As estrelas da população II não mostram nenhuma correlação com a localização dos braços espirais. Estes objectos são encontrados em toda a Galáxia. Alguns estão no disco, mas muitos outros seguem órbitas elípticas excêntricas que os carregam bem acima do disco galáctico para dentro do halo. Exemplos incluem estrelas rodeadas por nebulosas planetárias e estrelas variáveis RR Lyrae. As estrelas em aglomerados globulares, encontradas quase inteiramente no halo da galáxia, também são classificadas como população II.

Hoje, sabemos muito mais sobre a evolução estelar do que os astrônomos fizeram nos anos 40, e podemos determinar as idades das estrelas. A população I inclui estrelas com uma grande variedade de idades. Enquanto algumas são tão antigas quanto 10 bilhões de anos, outras ainda estão se formando hoje em dia. Por exemplo, o Sol, que tem cerca de 5 bilhões de anos de idade, é uma população que eu estrelo. Mas também o são as enormes estrelas jovens da Nebulosa de Órion que se formaram nos últimos milhões de anos. A população II, por outro lado, consiste inteiramente de estrelas velhas que se formaram muito cedo na história da Galáxia; as idades típicas são de 11 a 13 bilhões de anos.

Agora também temos boas determinações das composições das estrelas. Estas são baseadas em análises dos espectros detalhados das estrelas. Quase todas as estrelas parecem ser compostas principalmente de hidrogênio e hélio, mas suas abundâncias de elementos mais pesados são diferentes. No Sol e outras estrelas da população I, os elementos pesados (aqueles mais pesados do que o hidrogénio e o hélio) representam 1-4% da massa estelar total. As estrelas II da população no halo galáctico exterior e nos aglomerados globulares têm uma abundância muito menor dos elementos pesados – muitas vezes menos de um centésimo das concentrações encontradas no Sol e, em casos raros, ainda menor. A mais antiga estrela II da população descoberta até hoje tem menos de um décimo de milhão de ferro que o Sol, por exemplo.

Como discutimos nos capítulos anteriores, elementos pesados são criados nas profundezas dos interiores das estrelas. Eles são adicionados às reservas de matéria prima da Galáxia quando as estrelas morrem, e seu material é reciclado em novas gerações de estrelas. Assim, com o passar do tempo, as estrelas nascem com um suprimento cada vez maior de elementos pesados. As estrelas Population II formaram-se quando a abundância de elementos mais pesados do que hidrogênio e hélio era baixa. As estrelas da População I formaram-se mais tarde, depois que a massa perdida por membros moribundos das primeiras gerações de estrelas tinha semeado o meio interestelar com elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio. Algumas ainda estão se formando agora, quando novas gerações adicionaram ao suprimento de elementos mais pesados disponíveis para novas estrelas.

O Mundo Real

Com raras exceções, nunca devemos confiar em qualquer teoria que divida o mundo em apenas duas categorias. Embora elas possam fornecer um ponto de partida para hipóteses e experimentos, são muitas vezes simplificações exageradas que precisam ser refinadas e uma pesquisa continua. A idéia de duas populações ajudou a organizar nossos pensamentos iniciais sobre a Galáxia, mas agora sabemos que ela não pode explicar tudo o que observamos. Mesmo as diferentes estruturas da Galáxia – disco, auréola, bulbo central – não estão tão bem separadas em termos de suas localizações, idades e o conteúdo de elementos pesados das estrelas dentro delas.

A definição exata do disco da Galáxia depende dos objetos que usamos para defini-la, e não tem limite afiado. As estrelas jovens mais quentes e as nuvens de gás e poeira que lhes estão associadas estão, na sua maioria, numa região com cerca de 300 anos-luz de espessura. As estrelas mais velhas definem um disco mais grosso que tem cerca de 3000 anos-luz de espessura. As estrelas auréolas passam a maior parte do seu tempo acima ou abaixo do disco mas passam através dele nas suas órbitas altamente elípticas e por isso são por vezes encontradas relativamente perto do Sol.

A maior densidade de estrelas é encontrada na protuberância central, aquela região interior em forma de barra da Galáxia. Há algumas estrelas jovens e quentes na protuberância, mas a maioria das estrelas da protuberância tem mais de 10 bilhões de anos. No entanto, ao contrário das estrelas auréolas de idade semelhante, a abundância de elementos pesados nas estrelas de protuberância é aproximadamente a mesma que no Sol. Por que isso seria?

Astrônomos acham que a formação de estrelas na protuberância nuclear lotada ocorreu muito rapidamente logo após a formação da Via Láctea Galáxia. Após alguns milhões de anos, a primeira geração de estrelas maciças e de curta duração expulsou elementos pesados em explosões de supernovas e assim enriqueceu as gerações seguintes de estrelas. Assim, mesmo as estrelas que se formaram na protuberância há mais de 10 bilhões de anos começaram com um bom suprimento de elementos pesados.

Exatamente o oposto ocorreu na Pequena Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia perto da Via Láctea, visível do Hemisfério Sul da Terra. Mesmo as estrelas mais jovens desta galáxia são deficientes em elementos pesados. Pensamos que isto se deve ao facto de a pequena galáxia não estar especialmente cheia, e a formação de estrelas ocorreu muito lentamente. Como resultado, até agora, tem havido relativamente poucas explosões de supernovas. Galáxias menores também têm mais problemas em segurar o gás expelido por explosões de supernovas para reciclá-las. Galáxias de baixa massa exercem apenas uma modesta força gravitacional, e o gás de alta velocidade expelido pelas supernovas pode facilmente escapar delas.

De quais elementos uma estrela é dotada assim depende não só de quando a estrela se formou na história da sua galáxia, mas também de quantas estrelas na sua parte da galáxia já tinham completado as suas vidas quando a estrela está pronta para formar.

Glossary

população estrela I:

uma estrela contendo elementos pesados; tipicamente jovem e encontrada no disco

estrela de povoamento II:

a estrela com muito pouca abundância de elementos pesados; encontrada em toda a Galáxia