Embora nossa Via Láctea tenha se formado a partir de uma única nuvem gigante de gás e poeira, novas pesquisas descobriram que as estrelas no disco são diferentes das estrelas no volume. Uma nova pesquisa mediu a quantidade de oxigênio em 50 estrelas na Via Láctea usando o Very Large Telescope do ESO para determinar quando e como as estrelas se formaram. A pesquisa constatou que estrelas na protuberância provavelmente se formaram menos de um bilhão de anos após o Big Bang, quando o Universo ainda era jovem; as estrelas do disco vieram depois.
Olhando em detalhes a composição das estrelas com o VLT do ESO, os astrônomos estão dando uma nova olhada na história de nossa galáxia, a Via Láctea. Eles revelam que a parte central da nossa galáxia se formou não apenas muito rapidamente, mas também independentemente do resto.
"Pela primeira vez, estabelecemos claramente uma 'diferença genética' entre estrelas no disco e a protuberância da nossa galáxia", disse Manuela Zoccali, principal autora do artigo que apresenta os resultados na revista Astronomy and Astrophysics [1]. "Deduzimos disso que a protuberância deve ter se formado mais rapidamente que o disco, provavelmente em menos de um bilhão de anos e quando o Universo ainda era muito jovem".
A Via Láctea é uma galáxia espiral, com braços de gás, poeira e estrelas em forma de cata-vento, jazendo em um disco achatado e se estendendo diretamente para fora de um núcleo esférico de estrelas na região central. O núcleo esférico é chamado de abaulamento, porque sai do disco. Enquanto o disco da nossa galáxia é composto de estrelas de todas as idades, a protuberância contém estrelas antigas que datam da época em que a galáxia se formou, mais de 10 bilhões de anos atrás. Assim, o estudo da protuberância permite que os astrônomos saibam mais sobre como nossa galáxia se formou.
Para fazer isso, uma equipe internacional de astrônomos [2] analisou em detalhes a composição química de 50 estrelas gigantes em quatro áreas diferentes do céu em direção à protuberância galáctica. Eles fizeram uso do espectrógrafo FLAMES / UVES no Very Large Telescope do ESO para obter espectros de alta resolução.
A composição química das estrelas carrega a assinatura dos processos de enriquecimento sofridos pela matéria interestelar até o momento de sua formação. Depende da história anterior da formação de estrelas e, portanto, pode ser usado para inferir se existe um "vínculo genético" entre diferentes grupos estelares. Em particular, a comparação entre a abundância de oxigênio e ferro nas estrelas é muito ilustrativa. O oxigênio é predominantemente produzido na explosão de estrelas massivas e de vida curta (as chamadas supernovas tipo II), enquanto o ferro se origina principalmente nas supernovas tipo Ia [3], que podem levar muito mais tempo para se desenvolver. Comparar o oxigênio com a abundância de ferro, portanto, fornece informações sobre a taxa de natalidade no passado da Via Láctea.
"O tamanho maior e a cobertura de conteúdo de ferro da nossa amostra nos permitem tirar conclusões muito mais robustas do que era possível até agora", disse Aurelie Lecureur, do Observatório Paris-Meudon (França) e coautora do artigo.
Os astrônomos estabeleceram claramente que, para um determinado teor de ferro, as estrelas na protuberância possuem mais oxigênio do que as contrapartes do disco. Isso destaca uma diferença sistemática e hereditária entre protuberâncias e estrelas do disco.
“Em outras palavras, as estrelas protuberantes não se originaram no disco e depois migraram para dentro para formar a protuberância, mas formaram-se independentemente do disco”, disse Zoccali. "Além disso, o enriquecimento químico da protuberância e, portanto, sua escala de tempo de formação, foi mais rápido que o do disco".
Comparações com modelos teóricos indicam que a protuberância galáctica deve ter se formado em menos de um bilhão de anos, provavelmente através de uma série de explosões estelares quando o Universo ainda era muito jovem.
Notas
[1]: “Abundância de oxigênio na protuberância galáctica: evidência de rápido enriquecimento químico” por Zoccali et al. Ele está disponível gratuitamente no site do editor como um arquivo PDF.
[2]: A equipe é composta por Manuela Zoccali e Dante Minniti (Universidade Católica do Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill e Ana Gomez (Observatório de Paris-Meudon, França), Beatriz Barbuy (Universidade de São Paulo, Brasil). ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Itália) e Yazan Momany e Sergio Ortolani (Universita di Padova, Itália).
[3]: As supernovas do tipo Ia são uma subclasse de supernovas que foram historicamente classificadas como não mostrando a assinatura de hidrogênio em seus espectros. Atualmente, eles são interpretados como a ruptura de pequenas estrelas compactas, chamadas anãs brancas, que adquirem matéria de uma estrela companheira. Uma anã branca representa o penúltimo estágio de uma estrela do tipo solar. O reator nuclear em seu núcleo ficou sem combustível há muito tempo e agora está inativo. No entanto, em algum momento, o peso de montagem do material acumulado aumentou tanto a pressão dentro da anã branca que as cinzas nucleares ali se inflamarão e começarão a queimar em elementos ainda mais pesados. Esse processo rapidamente se torna descontrolado e a estrela inteira é destruída em um evento dramático. Uma bola de fogo extremamente quente é vista que muitas vezes ofusca a galáxia hospedeira.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
