25.5: Populações estelares na galáxia
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Faça a distinção entre estrelas da população I e da população II de acordo com suas localizações, movimentos, abundâncias de elementos pesados e idades
- Explique por que as estrelas mais antigas da galáxia são pobres em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, enquanto estrelas como o Sol e estrelas ainda mais jovens são tipicamente mais ricas nesses elementos pesados
Na primeira seção de seu capítulo, descrevemos o disco fino, o disco grosso e o halo estelar. Examine a Tabela\(25.1.1\) na Seção 25.1 e observe 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 hidrogênio e hélio e têm órbitas altamente elípticas orientadas aleatoriamente na direção (veja a Figura). As estrelas de halo podem mergulhar no disco e no bojo central, mas passam a maior parte do tempo muito acima ou abaixo do plano da galáxia. As estrelas no disco espesso são intermediárias entre esses dois extremos. Vamos primeiro ver por que a idade e a abundância de elementos mais pesados estão correlacionadas e depois ver o que essas correlações nos dizem sobre a origem de nossa galáxia.
Dois tipos de 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 tinha permissão para fazer pesquisas de guerra como muitos outros cientistas norte-americanos estavam fazendo, então ele pôde fazer uso regular dos telescópios Mount Wilson no sul da Califórnia. Suas observações foram auxiliadas pelo céu mais escuro que resultou do apagão de Los Angeles durante a guerra.
Entre as coisas, um grande telescópio e um céu escuro permitiram que Baade examinasse cuidadosamente outras galáxias — vizinhas da nossa Via Láctea. Discutiremos outras galáxias no próximo capítulo (Galáxias), mas por enquanto mencionaremos que a galáxia mais próxima que se assemelha à nossa (com um disco e estrutura espiral semelhantes) é frequentemente chamada de galáxia de Andrômeda, em homenagem à constelação em que a encontramos.
Baade ficou impressionado com a semelhança das estrelas principalmente avermelhadas na protuberância nuclear da galáxia de Andrômeda com as dos aglomerados globulares e do halo da nossa galáxia. Ele também notou a diferença de cor entre todas essas e as estrelas mais azuis encontradas nos braços espirais próximos ao Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Com base nisso, ele chamou as estrelas azuis brilhantes na população I dos braços espirais e todas as estrelas do halo e dos aglomerados globulares de população II.
Agora sabemos 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 supergigantes brilhantes, estrelas da sequência principal de alta luminosidade (classes espectrais O e B), que estão concentradas nos braços espirais e membros de aglomerados estelares abertos jovens. A matéria interestelar e as nuvens moleculares são encontradas nos mesmos lugares que as estrelas da população I.
As estrelas da População II não mostram correlação com a localização dos braços em espiral. Esses objetos são encontrados em toda a galáxia. Alguns estão no disco, mas muitos outros seguem órbitas elípticas excêntricas que os levam acima do disco galáctico para o halo. Os exemplos incluem estrelas cercadas 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 sabiam na década de 1940, e podemos determinar a idade das estrelas. A população I inclui estrelas com uma ampla faixa etária. Enquanto alguns têm até 10 bilhões de anos, outros ainda estão se formando hoje. Por exemplo, o Sol, que tem cerca de 5 bilhões de anos, é uma estrela da população I. Mas o mesmo acontece com as estrelas jovens e massivas da Nebulosa de Orion que se formaram nos últimos milhões de anos. A população II, por outro lado, consiste inteiramente de estrelas antigas 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. Eles são baseados 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 em outras estrelas da população I, os elementos pesados (aqueles mais pesados que o hidrogênio e o hélio) representam de 1 a 4% da massa estelar total. Estrelas da população II no halo galáctico externo e nos aglomerados globulares têm abundâncias muito menores de elementos pesados — geralmente menos de um centésimo das concentrações encontradas no Sol e, em casos raros, ainda mais baixas. A estrela mais antiga da população II descoberta até hoje tem menos de um décimo milionésimo mais ferro do que o Sol, por exemplo.
Como discutimos nos capítulos anteriores, elementos pesados são criados nas profundezas do interior 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 suprimentos cada vez maiores de elementos pesados. As estrelas da população II se formaram quando a abundância de elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio era baixa. Estrelas da população I se formaram mais tarde, depois que a massa perdida por membros moribundos das primeiras gerações de estrelas semearam o meio interestelar com elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio. Alguns ainda estão se formando agora, quando novas gerações aumentaram o suprimento de elementos mais pesados disponíveis para novas estrelas.
O mundo real
Com raras exceções, nunca devemos confiar em nenhuma teoria que divida o mundo em apenas duas categorias. Embora possam fornecer um ponto de partida para hipóteses e experimentos, muitas vezes são simplificações excessivas que precisam ser refinadas para continuar a pesquisa. A ideia 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, halo, protuberância central - não estão tão bem separadas em termos de localização, idade e conteúdo de elementos pesados das estrelas dentro delas.
A definição exata do disco da galáxia depende de quais objetos usamos para defini-lo e, como vimos anteriormente, ele não tem limites nítidos. As estrelas jovens mais quentes e suas nuvens de gás e poeira associadas estão principalmente em uma região com cerca de 200 anos-luz de espessura. Estrelas mais antigas definem um disco mais espesso com cerca de 2000 anos-luz de espessura. As estrelas halo passam a maior parte do tempo acima ou abaixo do disco, mas passam por ele em suas órbitas altamente elípticas e, portanto, às vezes são encontradas relativamente perto do Sol.
A maior densidade de estrelas é encontrada no bojo central, aquela região interna em forma de barra da galáxia. Há algumas estrelas quentes e jovens no bojo, mas a maioria das estrelas do bojo tem mais de 10 bilhões de anos. No entanto, ao contrário das estrelas de halo de idade semelhante, a abundância de elementos pesados nas estrelas protuberantes é quase a mesma que no Sol. Por que isso aconteceria?
Os astrônomos pensam que a formação de estrelas no bojo nuclear lotado ocorreu muito rapidamente logo após a formação da Via Láctea. Depois de alguns milhões de anos, a primeira geração de estrelas massivas e de vida curta expulsou elementos pesados em explosões de supernovas e, assim, enriqueceu as gerações subsequentes de estrelas. Assim, até mesmo as estrelas que se formaram no bojo 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 próxima à Via Láctea, visível do hemisfério sul da Terra. Até as estrelas mais jovens desta galáxia são deficientes em elementos pesados. Achamos que isso ocorre porque a pequena galáxia não está especialmente cheia e a formação de estrelas ocorreu muito lentamente. Como resultado, até agora, houve relativamente poucas explosões de supernovas. Galáxias menores também têm mais dificuldade em reter o gás expelido pelas explosões de supernovas para reciclá-lo. As galáxias de baixa massa exercem apenas uma força gravitacional modesta, e o gás de alta velocidade ejetado pelas supernovas pode facilmente escapar delas.
Portanto, os elementos de que uma estrela é dotada dependem não apenas de quando a estrela se formou na história de sua galáxia, mas também de quantas estrelas em sua parte da galáxia já haviam completado suas vidas quando a estrela está pronta para se formar.
Conceitos principais e resumo
Podemos dividir aproximadamente as estrelas na galáxia em duas categorias. Estrelas antigas com poucos elementos pesados são chamadas de estrelas da população II e são encontradas no halo e em aglomerados globulares. As estrelas da população I contêm mais elementos pesados do que as estrelas do aglomerado globular e do halo, são tipicamente mais jovens e encontradas no disco e estão especialmente concentradas nos braços espirais. O Sol é um membro da população I. Estrelas da População I formadas após gerações anteriores de estrelas terem produzido elementos pesados e ejetados para o meio interestelar. As estrelas protuberantes, a maioria com mais de 10 bilhões de anos, têm quantidades incomumente altas de elementos pesados, presumivelmente porque havia muitas estrelas massivas de primeira geração nesta região densa, e elas rapidamente semearam as próximas gerações de estrelas com elementos mais pesados.
Glossário
- população 1 estrela
- uma estrela contendo elementos pesados; tipicamente jovem e encontrada no disco
- população II: estrela
- uma estrela com abundância muito baixa de elementos pesados; encontrada em toda a galáxia