Panorama da Via Láctea

Aqui no Café com Ciência já foram vistas tentativas muito antigas (e outras mais recentes) de se fazer um mapa da Via Láctea. Mas agora, os interessados em saber qual é o formato da Galáxia para quem olha de dentro dela ganharam uma ferramenta muito útil. O Milky Way Panorama 2.0, desenvolvido por Axel Mellinger, é uma ferramenta online que permite ao usuário ver, em detalhes, a estrutura da Via Láctea vista da Terra. As fotografias que compõe este grande mosaico foram feitas em lugares com mínima interferência de luz na África do Sul, Texas e Michigan, em um período de 21 meses.

Ao entrar no site, pode-se escolher uma região do céu e aplicar o zoom para ver sub-estruturas, estrelas, aglomerados e muito mais. Dá para se ter uma idéia da distribuição das populações estelares pela Galáxia. Somente observando as cores e localização das estrelas, é possível dar um palpite na idade/população da mesma! Alguns outros aspectos interessantes:

• Notou as duas estruturas branco-azuladas na parte inferior direita da imagem? Pois é, são as Covas de Adão e Eva!
• Se encontrar alguma estrela vermelha e isolada – população II.
• As mais azuis, tanto isoladas como em grupos – população I.
• Estrela vermelha mas envolta em nebulosidade – objetos extremamente jovens. Um exemplo dessas regiões de formação estelar é uma estrutura avermelhada logo acima da grande Nuvem de Magalhães, inserida no plano da Galáxia, conhecida como Nebulosa da Aranha
• Alguém encontrou alguma estrela de população III?

Enquanto redigia o post, o Moisés me mandou um link interessante, com a indicação de algumas estruturas que podem ser vistas nesse panorama. Vale a pena dar uma conferida. Para quem estiver interessado no aparato utilizado (câmera, filtros, tempos de exposição e etc.), o autor publicou (em 29 de agosto) uma descrição completa do procedimento adotado para fazer este conjunto de imagens (abra o link e clique na caixa à direita para acessar o arquivo em .pdf).

IAU S262 – Stellar Populations: Planning for the Next Decade

Como já informado aos leitores do blog, 2/3 da equipe do café com ciência participa dos simpósios e da assembléia geral da IAU (ou UAI em português – favor não confundir a sigla com o termo largamente utilizado pelos grandes companheiros de Minas Gerais: uai).

Nesta primeira semana eu participei do Simpósio 262, que fala sobre populações estelares e os planos de desenvolvimento nesta área para a próxima década. O café com ciência já possui uma série de posts sobre o assunto, que pode ser acessada aqui.

A ordem geral é investir em modelos computacionais para síntese de populações estelares. Ou seja, criar modelos sofisticados que reproduzam com cada vez mais precisão as observações feitas daqui da Terra (e do espaço). Existem muitos grupos pelo mundo (também com presença de pesquidadore(a)s brasileiro(a)s) investindo pesado nesse tipo de modelagem.

Em uma outra palestra, aprendi sobre uma nova definição para estrelas de população III. É mais ou menos assim: a população IIIa é composta pelas estrelas super-massivas (comentadas no post anterior), que foram a primeira geração estelar, que evoluiu  rapidamente, enriquecendo o meio interestelar que deu origem às estrelas de população IIIb (ou II.5), segunda geração estelar de baixa massa (estrelas pobres em metais), que sobrevive até os dias de hoje…

Finalmente, hoje à tarde, uma das últimas palestras do simpósio versou sobre as perspectivas para os próximos 10 anos nessa área de populações estelares em galáxias. Complementando o que eu disse logo acima, a dica foi se preparar para a avalanche de dados que vai aparecer nos próximos anos, vindos de grandes campanhas como o LAMOST e dos telescópios como E-ELT, preparado para operar a partir de 2018. Ferramentas estatísticas, técnicas computacionais e treinamento de pessoal especializado foram alguns dos pontos levantados.

Na próxima semana, eu apresentarei um trabalho no Simpósio 265 – Abundâncias químicas no universo: conectando as primeiras estrelas aos planetas, que contará com a presença de experts na área. Aguardem notícias!

E, como ninguém é de ferro, chegou o final de semana e é hora de descansar (trabalhar) um pouco. No sábado, se o tempo ajudar, haverá visitação ao Cristo Redentor e outros pontos turísticos da cidade. Já no domingo, muitos terão a oportunidade de assistir o jogo do Flamengo contra o Corinthians no Maracanã. Independente da simpatia com algum dos times, vale a visita ao estádio!

Censo Demográfico da Via Láctea – Distribuição das populações estelares pela Galáxia

Chegou finalmente a hora de colocar cada macaco no seu galho (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 Galáxia.

Figura 1: Galáxia vista de perfil e seus principais componentes

Primeiro devo pedir desculpas pelos desenhos primários, mas como não consegui achar algo do jeito que gostaria, resolvi fazer eu mesmo (clique aqui para a versão original da figura). Eu até tentei desenhar todas as estrelas da Galáxia (algo em torno de 300.000.000.000 de objetos), mas acabei ficando sem grafite.

(um pequeno parênteses para colocar a grande massa da Via Láctea: 1.100.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg)

A Via Láctea possui três componentes principais: o bojo (região central avermelhada em forma de elipsóide), que contém o centro da Galáxia; o disco (região azulada achatada com um diâmetro de 100.000 anos-luz), onde estão localizados os braços espirais e; o halo , região aproximadamente esférica que circunda todos os outros componentes. A figura 1 mostra um esquema da Galáxia vista de perfil com os componentes descritos acima. Como é possível notar, os aglomerados globulares localizam-se no halo, região com menor densidade de gás e de metais. Essa região é o lar das estrelas de população II, incluindo as estrelas pobres em metais mencionadas anteriormente. As velhinhas também podem ser encontradas no bojo, que também acredita-se conter um buraco negro.

Já os aglomerados abertos e as estrelas de população I estão localizados no disco e braços espirais. A figura 2 apresenta uma visão artística (artística? hahaha) da Via Láctea vista de face. É nos braços espirais onde grande parte da ação ocorre: é lá que as estrelas se formam. São locais quentes e com altas densidades de gás. Também é possível localizar na figura 2 o Sol, que se encontra a uma distância de 26.000 anos-luz do centro da Galáxia, e demora mais ou menos 220 milhões de anos para dar uma volta completa na Via Láctea.

Figura 2: Galáxia vista de face, mostrando a estrutura espiral

Uma pergunta que fica no ar (ou não): Como é possível saber a qual população uma estrela pertence sem saber sua temperatura nem a quantidade de metais em sua composição? Através de sua velocidade ao redor do centro da Galáxia. A figura abaixo mostra como são as órbitas das estrelas de diferentes populações (Lembrando que os jovens não costumam sair do quintal de casa e os mais velhinhos vão bem longe… e às vezes não voltam).

Figura 3: Distribuição de velocidades das estrelas da Galáxia

Ou seja, nada impede que você, olhando para o disco da Galáxia, encontre eventualmente (mesmo que seja muuuuito improvável) uma estrela pertencente ao halo. Vale notar a legenda à esquerda dizendo “disco espesso”. Verdade seja dita: a Galáxia possui outros componentes além dos mencionados. Existem estudos que dividem o disco em disco  extremo (próximo ao plano Galáctico), disco fino e disco espesso (que faz interface com o halo), tanto por características dinâmicas quanto químicas das estrelas. Além disso, estudos recentes mostram que o halo da via Láctea na verdade é dividido em  duas componentes: o halo interno e  o halo externo. Um artigo [1] publicado recentemente, pioneiro nessa área, que sugere que uma parte do halo da Galáxia pode ter sido arrancada de galáxias menores em eventos de fusão. Assim, o trabalho sugere que algumas  (ou muitas) das estrelas do nosso halo podem ser “bastardas”. É mais uma evidência de que o trabalho está apenas no começo…

Referências:

[1] Carollo, D., et al. 2007, Nature, 450, 1020 (astro-ph0706.3005)

Censo Demográfico da Via Láctea – População III

Pode-se dizer que uma estrela de população III é semelhante a um E.T. Tem gente que acha que existe. Alguns juram que já viram uma vez. Uns provam teoricamente sua existência e sabem que ninguém nunca vai achar um. Outros acham que é besteira, porém concordam que as teorias sobre eles explicam certos fenômenos. E por último, e não menos importante, existem também os que não acham nada…

É 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 da população III a situação é um pouco diferente. Por definição, essa população é composta pelas primeiras estrelas formadas no Universo. Dessa forma, existe muita especulação, especialmente sobre a distribuição de massa desses objetos. Alguns dizem que as massas envolvidas são muito baixas. Outros , que as massas são muito altas….

(A próxima série de posts será sobre a “função de criação” das estrelas, que se divide em “função de massa inicial” e “taxa de formação estelar”. A partir dessas quantidades é possível saber quantas estrelas são formadas em determinados períodos de tempo e como é a distribuição de massa das mesmas, dependendo das condições de densidade e temperatura do ambiente.)

A figura acima (que veio deste endereço), mostra uma concepção artística de estrelas de população III. Uma das hipóteses discutidas na literatura especializada (e, na minha modesta opinião, a mais convincente) mostra um cenário com estrelas hiper-massivas (com 100 vezes ou mais a massa do Sol), formadas a partir de um gás “primordial” (ou seja, composto SOMENTE de hidrogênio e hélio), em um ambiente extremamente quente e denso. Como visto anteriormente, estrelas com massas muito altas evoluem rapidamente e terminam suas vidas como supernovas de tipo II. Durante esse evento explosivo, (quase) todos os elementos da tabela periódica são formados, enriquecendo o meio e estimulando a formação da geração estelar seguinte.

Seguindo essa linha de raciocínio, nunca será possível observar efetivamente uma estrela de população III, pois ela nasceu há bilhões de anos atrás e viveu somente alguns milhões. O que pode ser feito então é estudar os padrões de abundâncias de elementos químicos em estrelas de massas baixas (população II – que ainda podem ser observadas pois vivem bilhões de anos) , muito possivelmente formadas à partir das primeiras nuvens enriquecidas do Universo, ou seja, a segunda geração estelar.  Tendo determinadas as quantidades de certos elementos químicos, é possível compará-las com modelos teóricos de evolução de estrelas de população III.

Existem alguns grupos de astrônomos pelo mundo que procuram por estrelas que provavelmente foram formadas nas nuvens pouco enriquecidas nos primórdios da Via Láctea. Esses objetos são chamados estrelas pobres em metais e seu estudo é de vital importância para o ramo das populações estelares. Até hoje, a estrela HE1327-2326 foi o objeto com menor quantidade de metais encontrada até hoje. Esta estrela possui uma quantidade de ferro 400.000 vezes MENOR que a do Sol. Ela é, sem dúvida, um registro fóssil dos primórdios da formação da nossa galáxia.

No último post da série será possível ver como a distribuição das populações estelares pela Galáxia dá aos astrônomos pistas sobre os processos e locais de formação das estrelas, aglomerados e até galáxias ao longo de todo o Universo como o conhecemos hoje.

Censo Demográfico da Via Láctea – População II

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.

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…

Censo Demográfico da Via Láctea – População I

É a parte jovem da população da Via Láctea, composta por crianças e adolescentes com idades menores do que 7.000.000.000 de anos. O Sol está incluído nessa categoria, com idade próxima de 4.5 bilhões de anos. Essas estrelas são, em sua maioria, muito quentes e azuladas (como visto anteriormente aqui para estrelas de alta massa). Outra forma de diferenciação desses objetos é feita através da análise de sua composição química, sendo que esta população é comparativamente mais rica em metais que as demais (fato curioso: para os astrônomos, todo elemento químico detectado que não for hidrogênio nem hélio é considerado um “metal”).

Como não poderia deixar de ser, populações (em geral) com características distintas vivem em locais também distintos. Ou seja, fatores ambientais (densidade do meio, temperatura e etc.) nos dizem que tipo de estrela vive em determinado local. Pelo fato da população I ser jovem, espera-se encontrar esses objetos próximos aos seus locais de formação, ou seja, em regiões com alta concentração de gás, poeira e altas temperaturas. Essas regiões (por exemplo Regiões HII) localizam-se no disco e braços espirais da Galáxia.

E, por último (mas tão importante quanto) pode-se estudar a dinâmica do objeto, através de, por exemplo, sua velocidade espacial, a forma e orientação da sua órbita ao redor do centro da Via Láctea e sua posição atual no céu. No caso da população I, as órbitas se apresentam com formas quase circulares e confinadas ao plano  Galáctico. Resumindo, as estrelas jovens (diferentemente dos humanos jovens) são bem comportadas, nunca saem da vizinhança e não correm alucinadamente pela rua, sempre ficam na calçada. Claro que sempre existem alguns jovens revoltados que, quando se veem no meio de um lugar muito cheio de gente, acabam explodindo…

(Lembrando que no último post desta série tentarei fazer um panorama geral sobre como se apresenta a distribuição das populações na Galáxia, de acordo com as características citadas acima. Talvez então a analogia com bom comportamento, ruas e calçadas fique mais clara).

Como de costume, os jovens se reúnem em grupos. No caso das estrelas de população I, essas aglomerações são os Aglomerados abertos e contém da ordem de centenas de estrelas. Uma das aglomerações mais conhecidas são as Plêiades (que podem ser vistas no céu a olho nu), mostradas na figura acima (retirada daqui).

Censo Demográfico da Via Láctea – Introdução

Após tratarmos dos mapas da Via Láctea, berçários e tipos de estrelas, além de um par de outras galáxias próximas e muito importantes, chegou a hora de falar sobre a distribuição dos tipos de estrelas e aglomerados pela Galáxia (lembrando que Galáxia, com G maiúsculo, é o mesmo que Via Láctea).

Esta série está dividida em 4 posts, que são (clique nos links para ver os textos completos):

• Parte 1: Estrelas de População 1 e aglomerados abertos;
• Parte 2: Estrelas de População 2 e aglomerados globulares;
• Parte 3: Estrelas de População 3 (hipóteses);
• Parte 4: Distribuição das populações estelares pela Galáxia.

O estudo de populações estelares é um ramo muito ativo em astrofísica. Nele são estudados (dentre muuuuuuitas outras coisas) aspectos dinâmicos e químicos de estrelas e aglomerados estelares em diferentes tipos de galáxias. Nesse contexto é possível, por exemplo, argumentar se um dado conjunto de estrelas foi formado localmente ou agregado  em uma colisão ou fusão de galáxias. Além disso, através do estudo da composição química e velocidades espaciais das estrelas, pode-se tentar reconstruir seu local de formação, e como este evoluiu até a presente data.

Então, como toda pesquisa experimental que se preze, é necessário coletar o maior número possível de dados, para que se possa fazer estatística de alta qualidade (aliás, existe outro ramo da astrofísica chamado astro-estatística, voltado para análise de dados astronômicos). Para isso, são realizados Surveys (ou buscas sistemáticas), que coletam milhões de dados sobre, por exemplo, as estrelas da Galáxia, tornando possível descrever a distribuição e composição das populações estelares.