Censo Demográfico da Via Láctea – População II

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Chegamos então à terceira idade. As estrelas de população II são as velhinhas com mais de 7.000.000.000 anos de idade, que povoam a parte inferior (massas mais baixas) do diagrama de evolução mostrado anteriormente. Além de idosas, algumas dessas estrelas também apresentam  anemia por deficiência de ferro. Enquanto as estrelas de população I possuem em sua composição de 1 a 2% de elementos pesados (metais, ou seja, tudo que não for hidrogênio nem hélio), a população II possui, em média, de 0,1 a 0,01%. Isso quer dizer que estas estrelas foram formadas em ambientes com pouca disponibilidade em metais. E o que isso significa? Este fato pode dar um indício da época de formação da estrela. No início do Universo, ainda não existiam os elementos pesados, que só foram sintetizados aos poucos nos interiores estelares e nas explosões de supernovas… então estrelas com poucos metais (chamadas na literatura especializada de Estrelas Pobres em Metais) são registros fósseis dos primórdios da Galáxia, que ainda “vivem” (e evoluem vagarosamente), ajudando na formação de teorias sobre as origens do Universo.

Quanto à sua dinâmica, as estrelas de população II se comportam de maneira um pouco diferente das estrelas de população I. Senhoras de idade avançada e vasta experiência devido às suas andanças pelo meio interestelar, elas possuem órbitas muito excêntricas e seu movimento não é confinado ao plano Galáctico. São encontradas prioritariamente no bojo e halo da Via Láctea (lembrando novamente que as componentes da Galáxias serão descritas com detalhe num futuro próximo). Pelo fato destas estrelas serem muito velhas, elas tiveram muito tempo para vagar pela Galáxia, e não são encontradas próximas ao seus locais de formação. Mesmo assim, conservam em sua atmosfera informações importantes acerca da composição química da nuvem que as gerou.

(Assim como os jovens, os velhinhos também se reúnem vez ou outra em grupos (aliás, com mais frequência do que imaginamos). São os já conhecidos  bailes da saudade. Nos idos da minha infância existia, lá no interiorzão onde meu pai nasceu, um baile da terceira idade na Casa de Cultura que fazia muito sucesso. O pessoal da melhor idade se aprumava todo e ia paquerar ao som de Nelson Gonçalves. Muitos casamentos depois dos 70 anos aconteceram ali. Era muito legal ver as pessoas alegres e cheias de vida indo encontrar seu par. Um caso bem próximo aconteceu com a mulher que ajudou a criar meu pai e meu tio, e também ajudou a cuidar de mim e de meus irmãos quando éramos crianças (e ajuda até hoje…). Ela, filha de Índios e de vida extremamente simples, saiu de casa ainda criança e nunca teve uma existência fácil. Hoje, aos 71 anos, ainda faz o melhor doce de figo do mundo, anda descalça no asfalto quente, nunca reclama e sorri o tempo todo. Encontrou seu primeiro namorado (que depois virou marido) aos 62 anos, justamente em uma dessas reuniões. Boas lembranças. Sempre que me pego reclamando de alguma coisa besta, lembro dela e paro na hora…)

Bom, voltando à vaca fria, no caso das estrelas  (velhas) de população II, as reuniões são chamadas de Aglomerados Globulares. São estruturas de forma aproximadamente esférica, sendo que seus componentes nasceram de uma mesma nuvem de gás e estão ligados gravitacionalmente uns aos outros. Levando em conta o fato de que as estrelas  em um dado aglomerado não nascem todas com a mesma massa, é possível acompanhar as diferentes formas de evolução estelar dentro do grupo. Em número de estrelas, podem conter desde dezenas de milhares até milhões de objetos.

m80

A figura acima (retirada deste endereço) mostra o Aglomerado Globular M80 (ou NGC 6093 para os íntimos). Esta aglomeração possui (da ordem de) centenas de milhares de estrelas que, como era de se esperar, possuem cor avermelhada, o que nos fornece pistas sobre, entre outros, suas temperaturas. Para uma versão com resolução (muito) maior clique aqui. Na Galáxia, existem em torno de 250 Aglomerados Globulares, com idades que podem chegar a 13 bilhões de anos, talvez tão velhos quanto as primeiras estrelas do Universo. Mas isso é assunto para o próximo post…

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9 Respostas to “Censo Demográfico da Via Láctea – População II”

  1. Marcellus Says:

    Muito bom, realmente é um incentivo a fazer um curso de Astronomia.

  2. Carol Sborja Says:

    Nostálgico. Lembranças boas, assim como o texto.
    Parabéns….

  3. Censo Demográfico da Via Láctea – População III « Café com Ciência Says:

    […] bom lembrar que tanto as estrelas jovens (população I) como as mais velhas (população II) foram classificadas e separadas a partir de observações do comportamento de aglomerados. No caso […]

  4. Censo Demográfico da Via Láctea – Distribuição das populações estelares pela Galáxia « Café com Ciência Says:

    […] (ou cada população estelar no seu componente galáctico). Depois de apresentar a população I, população II e população III, vou tentar (sempre em linhas gerais) descrever como elas se distribuem pela […]

  5. Censo Demográfico da Via Láctea – Introdução « Café com Ciência Says:

    […] Parte 2: Estrelas de População 2 e aglomerados globulares; […]

  6. Alexandre Says:

    “Isso quer dizer que estas estrelas foram formadas em ambientes com pouca disponibilidade em metais. E o que isso significa? Este fato pode dar um indício da época de formação da estrela. No início do Universo, ainda não existiam os elementos pesados, que só foram sintetizados aos poucos nos interiores estelares e nas explosões de supernovas…”

    Mas como assim?
    Se estrelas são formadas a partir de nuvens de hidrogênio apenas, e sintetizam todos os outros elementos a partir dele (do ferro em diante dependendo de sua massa, mas não da disponibilidade do ferro anteriormente à sua formação), como se pode dizer que a ausência de ferro nessas estrelas se deve à baixa disponibilidade do elemento na ocasião da formação da estrela??

    • Vinicius Placco Says:

      Quando uma estrela termina sua vida como, por exemplo, uma supernova tipo Ia, ela ejeta os elementos químicos que estão em seu interior (por exemplo o Fe) e contamina as nuvens próximas à ela. Assim, a próxima estrela que se formar à partir desta nuvem contaminada vai apresentar ferro em sua composição, sendo que este não foi formado pela estrela. É um processo cumulativo, ou seja, cada estrela que ejeta elementos no meio interestelar contamina (nós preferimos falar enriquece) a nuvem, e espera-se que com o passar do tempo as nuvens de gás fiquem cada vez mais enriquecidas.

      Assim, fazendo o caminho contrário, podemos afirmar que se uma estrela no início de sua vida (chamada sequência principal) não apresenta ferro em sua composição, é pelo fato de que a nuvem (a partir da qual a estrela se formou) não conter ferro, ou seja, essa nuvem ainda não foi contaminada. E a chance de encontrar uma nuvem não enriquecida aumenta à medida que voltamos no tempo para os primórdios da Galáxia.

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