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Censo Demográfico da Via Láctea – População II

junho 17, 2009

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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Cosmo-cronômetros

abril 24, 2009

star

É incrível ver como a natureza nos fornece ferramentas para que possamos entender seu funcionamento em diversas escalas de espaço e tempo.

Em arqueologia, o carbono 14 (14C) é amplamente utilizado no processo de datação de objetos compostos por alguma fração deste elemento, tais como madeira, sedimentos orgânicos, ossos, conchas marinhas e etc. Porém, devido ao fato de sua meia-vida ser da ordem de 5.700 anos, ele não pode ser utilizado para datar com precisão objetos com mais de ~70.000 anos.

Já em astronomia, onde as escalas de tempo são infinitamente maiores do que esta, existe um processo semelhante chamado cosmo-cronologia, onde é possível estimar a idade de estrelas, da nossa Galáxia e do Universo a partir de estudos de elementos radioativos tais como o tório (232Th) e o urânio (238U).

O decaimento desses elementos (a conversão do átomo em uma versão mais leve e estável) ocorre gradualmente, em velocidade conhecida. A meia-vida do tório é de 14.05 bilhões de anos, enquanto a do urânio é de 4.47 bilhões de anos. Ou seja, uma vez detectado na atmosfera da estrela e tendo sua abundância determinada, pode-se comparar o quanto do material decaiu com o tamanho da amostra original e estimar a idade do objeto.

Claro que este tipo de medida não é trivial, e requer uma série de observações, procedimentos experimentais e modelagem teórica para que se tenha um valor confiável. É um esforço conjunto de áreas como matemática, física nuclear, astronomia, astrofísica e engenharia. Uma das formas de se estimar a abundância de um dado elemento químico em uma estrela é através da síntese espectral. Um espectro, em linhas BEM gerais, é formado pela dispersão da luz vinda do objeto (neste caso a estrela) por um prisma e coletada por um CCD. Cada elemento químico presente na atmosfera da estrela produz “impressões digitais” no espectro e, através delas, torna-se possível medir a abundância. O programa MOOG, por exemplo, é amplamente utilizado em astronomia para síntese espectral e determinação de abundâncias.

(Pequeno parênteses: possivelmente um dos autores do blog publicará, em breve, algo sobre espectroscopia e imageamento com fins astronômicos)

Várias análises já foram feitas com tório, mas, como seu tempo de decaimento é muito grande, as medições ficam pouco precisas. Já o urânio oferece condições melhores, e com ele foi possível medir com mais precisão a idade de uma estrela muito peculiar chamada CS31082-001: 12.6 bilhões de anos, com um erro de 3 bilhões para mais ou para menos. Esta estrela é especial pois, além de exibir tório, urânio e outros elementos raros (por exemplo alguns lantanídeos, actinídeos e metais de transição pesados) em sua composição, ela apresenta uma quantidade muito pequena de metais (tais como ferro, cobalto e níquel), o que sugere que ela foi formada nos primórdios da nossa Galáxia, e quem sabe até mesmo do Universo.

A imagem acima foi retirada deste link. Nela é possível ver uma “foto” desta estrela (identifique o objeto bem no centro da figura).

Trata-se da melhor estimativa direta já obtida da idade da Via Láctea, levando em conta que esta estrela faz parte dela. Embora a margem de erro seja grande, é interessante notar que diversas estimativas anteriores, feitas tanto com o decaimento do tório quanto por análise da expansão do Universo, levavam a números que variam de 10 a 18 bilhões de anos. Os cientistas esperam melhorar essas estimativas utilizando modelos físicos e observações mais sofisticadas num futuro não muito distante.

Para quem tiver interesse, este artigo trata das primeiras medidas da razão Th/U em na estrela que citei acima e suas implicações na determinação da idade da nossa Galáxia. É um artigo em inglês e requer conhecimentos da área para melhor compreensão. Mesmo assim, vale a pena dar uma olhada!