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Analogia da Semana – Agulha no palheiro

março 3, 2010

Versão 1: Dentro do Celeiro

Como eu procuraria uma agulha no palheiro? Bom, primeiro preciso de uma forma prática para diferenciar a agulha de um pedaço de palha (assumindo que ambos tenham a mesma forma geométrica). Vou supor que a agulha em questão seja facilmente detectada por um detector de metais da ACME que eu comprei. Dessa forma, posso utilizar as diferenças na composição desses dois objetos em meu favor, pois o objeto de interesse será detectado pelo aparelho. Então, só preciso pegar meu detector e fazer uma busca sistemática em locais onde o acesso ao palheiro seja mais fácil.

Versão 2: Dentro da Galáxia

Como eu procuraria uma estrela pobre em metais no halo da Galáxia? Bom, primeiro preciso de uma forma prática para diferenciar a estrela pobre em metais de uma estrela “normal” (assumindo que ambas tenham a mesma massa). Vou supor que a estrela pobre em metais em questão seja facilmente detectada por um telescópio com espelho de 4m de diâmetro. Dessa forma, posso utilizar as diferenças na composição desses dois objetos em meu favor, pois o espectro do objeto de interesse apresentará uma diferença em relação aos demais. Então, só preciso pegar meu telescópio e fazer um survey em porções do céu menos obscurecidas pela poeira interestelar.

Foi examente esse o procedimento utilizado por Norbert Christlieb e colaboradores em seu estudo publicado em 2008 no periódico Astronomy e Astrophysics. Eles utilizaram uma amostra de 4.5 milhões de estrelas observadas no halo da Via Láctea (nem vou comentar aqui o trabalhão que foi observar tudo isso). Assim, tendo todos esses espectros estelares, como diferenciar a quantidade de metais presentes em cada estrela?

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Existe uma certa característica presente em espectros tomados em baixa resolução que pode colaborar para essa procura. Estrelas de baixa massa parecidas com o Sol apresentam uma assinatura muito peculiar do átomo de cálcio uma vez ionizado (Ca II). Foi notado por estudos na década de 80 que a intensidade da linha K do Ca II (localizada em 3933 angstrons) era um indicador da metalicidade das estrelas. Assim, foi criado um índice que sistematicamente media a força desta linha em todos os espectros e, através de comparação com outros espectros de estrelas bem conhecidas, foi criada uma escala que poderia dizer (com certo grau de confiança) se uma estrela era ou não pobre em metais. O trabalho de 2008 citado acima contribuiu para encontrar 20.000 estrelas candidatas a pobres em metais dentro da amostra maior de 4.5 milhões.

Agora a pergunta: Isso tudo serve para quê mesmo?

Olha… a questão é a seguinte: Para fazer um estudo detalhado de uma estrela em especial, os astrônomos recorrem à observações em alta resolução com grandes telescópios. Porém, para conseguir tempo de observação dedicado apenas a um objeto, é necessário justificar muito bem a escolha do alvo de estudo. E, para isso, você precisa ao menos de algum indício de que seu objeto é interessante. Nesse momento é que os métodos apresentados acima são utilizados. Ou seja, partindo de uma grande amostra, você utiliza as ferramentas disponíveis para, pelo menos, criar uma subamostra menor de objetos interessantes e que possam ser elegíveis para observações em alta resolução. E se você fizer direito a lição de casa, talvez consiga achar a tal da agulha no palheiro…

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Christlieb, N., Schörck, T., Frebel, A., Beers, T., Wisotzki, L., & Reimers, D. (2008). The stellar content of the Hamburg/ESO survey Astronomy and Astrophysics, 484 (3), 721-732 DOI: 10.1051/0004-6361:20078748
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PS: Claro que eu poderia simplesmente queimar todo o palheiro e pegar a agulha em seguida, mas aí a analogia com as estrelas não ia funcionar…

Artigo velho é que faz pesquisa boa

fevereiro 1, 2010

Ontem à tarde eu assisti o DVD Pixar Short films Collection, que reúne uma série de pequenos filmes feitos pelo pessoal da Pixar desde a década de 80. O DVD também mostra um pouco do desenvolvimento de hardware e software de computação gráfica necessários para criar desde desenhos animados bem simples até chegar ao primeiro longa metragem do gênero, Toy Story.

À noite fiquei matutando sobre a importância do pessoal “das antigas” e suas pesquisas. Bem, na verdade os conhecimentos vão sendo incorporados e as raízes mais profundas das teorias acabam não sendo citadas, e se tornam senso comum dentro dos artigos. Então tentei pensar em um contra exemplo: algum trabalho muito importante, que seja bastante utilizado e, mais importante, citado pelos artigos mais recentes. O que me veio logo à mente (dentro da minha área de pesquisa), foi um artigo datado de 1957.

ResearchBlogging.orgÉ um review intitulado Synthesis of the Elements in Stars, escrito por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle (só a primeira autora ainda está entre nós). Em Astrofísica/Física, este artigo é carinhosamente chamado de B2FH (conjunto das iniciais dos sobrenomes dos autores) e, até o momento, coleciona 1047 citações no ADS. Para se ter uma idéia, só em Janeiro deste ano já foram 10 citações. É um dos artigos pioneiros na subárea que une a Física Nuclear e a Astrofísica, surpreendentemente chamada Astrofísica Nuclear.

O texto é muito denso e completo. Os autores tratam desde estrutura nuclear e origem dos elementos químicos,  passando (detalhadamente) pelos processos de formação dos mesmos nos interiores das estrelas, até a relação entre o enriquecimento da Galáxia e os estágios finais de evolução estelar. As seções que mais me interessam são as que tratam dos processos de captura de nêutrons, chamados de process-r (rápido) e processo-s (lento), que são responsáveis pela formação de todos os elementos da tabela periódica desde o Ferro até o Urânio. A ocorrência desses processos depende essencialmente da temperatura do meio e da disponibilidade (densidade) de nêutrons. Assim, com valores dessas grandezas (calculados utilizando ferramentas teóricas) é possível associar o tipo de ambiente onde cada processo poderia ocorrer: o processo-s pode ocorrer, por exemplo, em pulsos térmicos durante a evolução de uma estrela de massa intermediária; já o processo-r ocorre em eventos explosivos associados à supernovas de tipo II. Sabendo então a taxa de formação dos elementos e a quantidade de matéria liberada pelo evento, pode-se inferir o grau de enriquecimento no meio onde ocorreu a explosão e, por conseguinte, associar as estrelas aos seus possíveis locais de formação. É possível ver que, mesmo com 53 anos de idade, grande parte da Física descrita no texto ainda serve muito bem de base teórica para trabalhos atuais.

O título desta postagem não é para ser provocativo. Minha intenção não é, de forma alguma, dizer  que de lá para cá nada aconteceu, mas sim salientar/destacar/ressaltar e enaltecer este trabalho tão importante que serviu de base para tantos outros estudos em sua área. Na verdade, este trabalho foi tão inovador que, em 2007 (exatos 50 anos após a publicação), foi realizada a conferência Nuclear Astrophysics – Beyond the First Fifty Years, onde foram tratados assuntos contemporâneos relacionados às portas abertas em 1957.

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Burbidge, E., Burbidge, G., Fowler, W., & Hoyle, F. (1957). Synthesis of the Elements in Stars Reviews of Modern Physics, 29 (4), 547-650 DOI: 10.1103/RevModPhys.29.547

Pobreza que vale ouro

dezembro 9, 2009

Digamos que você tenha ganho um grande prêmio de R$4.000,00 em moedas de um centavo. Você pensa: Uau, que sorte! Com tanto dinheiro assim em um país como o nosso eu consigo quase comprar a quinta parte do carro zero mais barato do mercado! Agora imagine que você encontra uma criança que acabou de achar uma moeda de um centavo. O que você diz para ela?

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– Nossa, eu sou quatrocentas mil vezes mais rico do que você!

Maldades à parte, esse tipo de comparação acontece muito por aí. Até no meio interestelar. A única diferença é que as estrelas estão tão distantes umas das outras que elas não tem chance de dizer o que realmente pensam sobre a riqueza das “vizinhas”.

Antes de continuar com a história propriamente dita, permitam-me que lhes apresente a famigerada tabela periódica dos astrônomos, amplamente utilizada pelos pesquisadores no dia-a-dia:

Funciona da seguinte forma: Tudo que não for hidrogênio e hélio é considerado metal! Claro que não é tão simples assim (senão eu não teria mais bolsa…). Essa distinção é feita porque, de fato, os elementos mais abundantes no Universo são o H e o He. Por essa e outras razões que o primeiro elemento mencionado na frase anterior é utilizado para medir algumas grandezas relacionadas às abundâncias de elementos químicos nas estrelas.

Bem, voltando à vaca fria, (com o intuito de resolver o pepino galáctico supracitado acerca da vontade que as estrelas possuem de comparar sua riqueza com as demais) existem muitos astrônomos que saem por aí medindo a riqueza (ou pobreza) das estrelas [1]. Para tanto, a medida padrão feita é a chamada metalicidade, ou diferença logarítmica entre a razão das abundâncias numéricas de ferro e hidrogênio na estrela em questão e no Sol. Assim:

Como a escala é comparativa com o Sol, qualquer estrela com valor de metalicidade abaixo de 0.0 (razão solar) é considerada pobre em metais. Existe também uma nomenclatura para níveis de pobreza [3], para facilitar a classificação dessas estrelas.

Em 2005, foi publicado um artigo na Nature [1] sobre a estrela mais pobre em metais já observada em nossa Galáxia. O grupo de astrônomos, liderados por Anna Frebel, fez a observação (e posterior análise espectroscópica) do objeto com o auxílio do telescópio de 3.6 m do European Southern Observatory, localizado no Chile.

A estrela HE1327-2326 possui uma metalicidade [Fe/H]=-5.4! Como a escala mostrada acima é logarítmica, esse valor indica (levando em conta os erros associados às medidas) uma quantidade de metais quase 400.000 vezes menor do que a do Sol!

Achar um objeto desses é como procurar uma agulha no palheiro (de fato, essa estrela estava em uma lista de observação composta de 1777 objetos). Para se ter uma idéia, a antiga detentora da menor metalicidade é a estrela HE0107-5240, com [Fe/H]=-5.3 [2]. São duas estrelas encontradas em um projeto que observou mais de 4.400.000 estrelas no halo da Galáxia.

Além disso, outra característica interessante dessas duas estrelas é a enorme quantidade de carbono presente em suas atmosferas (até 10.000 maior do que o valor para o Sol). Resta saber se esse carbono em excesso foi produzido pela própria estrela durante sua evolução ou se foi transferido por outra estrela em um sistema binário. Esse fato pode ser explorado pelo estudo do estágio evolutivo no qual a estrela se encontra: HE0107-5240 é uma estrela gigante; assim, o carbono provavelmente foi formado no interior da estrela e posteriormente trazido à superfície pelos chamados processos de dragagem. Já HE1327-2326 é uma estrela menos evoluída que provavelmente encontra-se nas fases iniciais de sua vida. Assim, a presença de elementos pesados na composição de sua atmosfera só pode ser explicada por algum processo de transferência de matéria por outro objeto.

De qualquer forma, com certeza esse tipo de estudo fornece pistas para desvendar os mistérios dos primórdios da Galáxia, do Universo e também das estrelas de população III.

Referências:

[1] Frebel, A., Aoki, W., Christlieb, N., Ando, H., Asplund, M., Barklem, P., Beers, T., Eriksson, K., Fechner, C., Fujimoto, M., Honda, S., Kajino, T., Minezaki, T., Nomoto, K., Norris, J., Ryan, S., Takada-Hidai, M., Tsangarides, S., & Yoshii, Y. (2005). Nucleosynthetic signatures of the first stars Nature, 434 (7035), 871-873 DOI: 10.1038/nature03455
[2] Christlieb, N. et al. 2002, Nature 419, 904-906 DOI:10.1038/nature01142
[3] Beers, T.C. & Christlieb, N. 2005, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 43, 531 DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134057

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Obs: Notaram o logo no início do texto? O C3 (Café com Ciência) agora também faz parte do projeto Research Blogging. Chique né?