METALICIDADE ESTELAR
Populações Estelares
Walter Baade (1893-1960)
No observatório de Mount Wilson, estudando a galáxia Andrômeda, o Dr. Walter Baade notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.
Estrelas
de população I
Populações Estelares
Walter Baade (1893-1960)
No observatório de Mount Wilson, estudando a galáxia Andrômeda, o Dr. Walter Baade notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.
Estrelas
de população I
As
estrelas da População I ou ricas em metal são as estrelas jovens cuja
metalicidade é a mais alta. O Sol é um exemplo de estrela rica em metal. Elas
são comuns nos braços espirais da Via Láctea.
Geralmente,
as estrelas mais jovens, no extremo da População I, são encontradas mais
próximas do centro e as intermediárias da População I mais distantes. O Sol é
considerado uma estrela da População I intermediária. As estrelas da População
I têm órbitas elípticas regulares em relação ao centro galáctico, com baixa
velocidade relativa. A alta metalicidade das estrelas da População I as torna
mais passíveis de possuir sistemas planetários do que as outras duas
populações, pois se acredita que os planetas, particularmente os terrestres,
sejam formados pela acresção de populacão I de metais.
Sumário das propriedades das populações estelaresPropriedades
População I População II
Localização disco e braços espirais bojo e halo
Localização disco e braços espirais bojo e halo
Movimento confinado ao plano se afastando do plano
órbitas quase circulares órbitas excêntricas
Idade 7 ×109 anos 7 ×109 anos
Abundância
de elementos
pesados 1 - 2 % 0,1 - 0,01%
Cor azul vermelha
Exemplos estrelas O,B estrelas RR Lyrae
aglomerados abertos aglomerados globulares
regiões HII nebulosas planetárias
Apesar de como o gráfico mostrar existirem estrelas em posição intermediaria entre as duas principais populações estelares nos dedicaremos aquelas com características especificas e por consequências as mais importantes.
características:
local: disco galáctico e nos aglomerados abertos situados no disco
- idade: 0 a 10 bilhões de anos
- metalicidade: 0.1 a 2.5 vezes a abundância solar. Estrelas que estão se formando podem superar a abundância de estrelas do bojo.
-cinemática: órbitas circulares
População de disco
Entre as
Populações I e II existem astros intermediárias as estrelas de população de disco.
Estrelas
da População II
As
estrelas da População II ou pobres em metal. Mesmo objetos astronômicos ricos
em metal contêm pequenas quantidades de quaisquer elementos que não o
hidrogênio e o hélio; os metais constituem um pequeno percentual da composição
química total do universo, mesmo 13,7 bilhões de anos depois do Big Bang.
Entretanto, objetos pobres em metal são ainda mais primitivos, tendo se formado
nos primeiros tempos do universo. Estrelas da População II intermediárias são
comuns no bulbo galáctico próximo ao centro da Via Láctea, enquanto as estrelas
da População II, encontradas no halo galáctico, são mais velhas e, portanto,
mais pobres em metal. Aglomerados globulares também contêm um grande número de
estrelas da População II. Acredita-se que as estrelas da População
II tenham criado todos os outros elementos da tabela periódica, exceto os mais
instáveis.
Os
cientistas visaram essas estrelas mais velhas em várias pesquisas diferentes.
Até agora, foram estudadas com detalhe cerca de dez estrelas muito pobres em
metal (como CS22892-052).
As estrelas de menor metalicidade conhecidas na nossa Galáxia são a gigante do halo HE 0107-5240,, a gigante CD-38:245, e algumas estrelas de seqüência principal, como a G64-12.
A estrela CS 22892-052,
que tem sido estudado através da medição
da abundandia de tório (isótopo radioativo) na auréola, que nos dá uma boa idéia do que poderia ser a sua idade.
Há ainda
duas estrelas antigas como a HE0107-5240 e HE1327-2326 e a mais antiga a HE
1523-0901. Menos extremas na sua deficiência em metal, mas mais próximas e
brilhantes e, portanto, conhecidas há mais tempo, são HD 122563 (uma gigante
vermelha) e HD 140283 (uma subgigante).
HE0107-5240
fica em parte remota de nossa galáxia. Astrônomos encontraram a estrela mais
velha conhecida em nossa galáxia, a Via Láctea. A estrela pode ter surgido no
começo da formação do universo, há cerca de 14 bilhões de anos. A estrela
gigante HE0107-5240 é uma raridade porque, ao contrário de estrelas mais novas,
praticamente não contém metais.
Um
grupo de astrônomos nos Estados Unidos descobriu uma estrela que se estima que
esse astro está por aí pelos últimos 13,2 bilhões de anos.
Trata-se de um astro chamado HE 1523-0901, localizado na borda da Via Láctea, vive a fase conhecida como gigante vermelha sendo um pouco menor que o Sol com 80% de sua massa.
Trata-se de um astro chamado HE 1523-0901, localizado na borda da Via Láctea, vive a fase conhecida como gigante vermelha sendo um pouco menor que o Sol com 80% de sua massa.
Foi
comparando as presenças de átomos de urânio e tório (elementos radioativos, que
tendem a se transformar em chumbo) com chumbo, usando como calibradores os
elementos estáveis európio, ósmio e irídio, que se verificou o nascimento desta
estrela a apenas 500 milhões de anos após o Big Bang. As observações foram
feitas do Observatório Europeu do Sul, no Chile.
HD
122563
Características da População II
- local: bojo e halo galático, e aglomerados globulares ali existentes
- idade:10 a 15 bilhões de anos
- metalicidade:halo- 0.0001 a 0.03 metalicidade solar; bojo- 1 a 3 metalicidade solar.
- cinemática: órbitas excêntricas
Estrelas
da População III
Imagem
simulada das primeiras estrelas, 400 milhões de anos depois do Big Bang.
Estrelas
da População III ou isentas de metal são uma hipotética população
praticamente extintas. Estrelas que foram extremamente massivas e quentes, com
virtualmente nenhum metal superficial, com exceção de uma pequena quantidade de
metais formados durante o Big Bang, como o lítio-7. Abundantes no início do
universo, sua existência por vias indiretas foi constatada numa galáxia com
lente gravitacional, numa parte muito distante do universo. Sua existência é
proposta para justificar o fato de que os elementos pesados, que não poderiam
ter sido criados no Big Bang, que são observados em espectros de emissão de
quasares, bem como para a existência de galáxias azuis de pouca luminosidade.
Os modelos homogêneos de Universo, a nucleossíntese do Big Bang só formou 10-13 a 10-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio, portanto as estrelas de população III deveriam ter ferro e hidrogênio.
Acredita-se que essas estrelas tenham passado por um período de reonização.
Acredita-se que UDFy-38135539, uma galáxia recentemente descoberta, tenha sido
parte deste processo com suas estrelas.
Estima-se
que as massas típicas de estrelas da População III fossem de várias centenas de
massas solares, o que é muito maior do que as estrelas atuais. Entretanto, a
análise de dados de estrelas da População II de metalicidade extremamente
baixa, como HE0107-5240, que se acredita conterem os metais produzidos pelas
estrelas da População III, sugerem que essas estrelas isentas de metais poderiam
ter “apenas” uma massa de 20 a 130 massas solares. Por outro lado, a análise de
aglomerados globulares associados a galáxias elípticas sugere que supernovas
por produção de pares foram às responsáveis pelo seu conteúdo metálico. Isto
também explica por que não foram observadas estrelas de baixa massa com
metalicidade zero, embora tenham sido construídos modelos para estrelas menores
da População III.
Aglomerados
contendo anãs vermelhas ou anãs marrons com metalicidade zero (possivelmente
criadas por supernovas por produção de pares) foram propostas como candidatas a
matéria escura, mas há discordâncias quanto a esta teoria.
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