domingo, 20 de novembro de 2016

O ciclo de matéria no Universo

Por Victoria Pardinho, Giovani Vicentin e Rafael Ishida, alunos do Prof. Dr. Jorge Meléndez


Cada um dos elementos da tabela periódica possui uma história diferente ao longo da evolução do nosso Universo.


Fazendo uma análise bem superficial, a nossa vida e a vida de uma estrela possuem algumas semelhanças. Toda estrela nasce, cresce e, eventualmente, morre algum um dia. Assim como nós deixamos marcas nas vidas das pessoas que nos rodeiam, as estrelas também deixam seu legado, o qual pode ser observado nos seus descendentes: as gerações futuras de estrelas.

Voltando ao período que corresponde a cerca de algumas centenas de milhões de anos pós-Big Bang, temos a formação das primeiras estrelas. Geradas a partir de gigantescas nuvens de gás, eram compostas basicamente de hidrogênio (cerca de 75%) e hélio (25%), com alguns traços de lítio. Ao longo da vida dessas primeiras estrelas, elas formaram novos elementos químicos, mais pesados que hidrogênio e hélio. Após mais alguns milhões de anos, as primeiras estrelas explodiram como supernovas, produzindo ainda mais elementos, que agora se espalhariam para sempre pelo Universo. Assim, o material primordial, que continha apenas hidrogênio e hélio, se contaminava com o legado das primeiras estrelas. Dava-se início à evolução química do Universo.

A partir de então, qualquer estrela que se formava continha hidrogênio (sempre como maioria), hélio e alguns elementos mais pesados. Tais elementos possibilitaram a formação de estrelas de tamanhos menores, o que permitiu a geração de mais elementos ainda durante a vida dessas estrelas e/ou nas explosões de supernovas, dando sequência ao processo de enriquecimento do meio interestelar.

Diagrama da evolução das estrelas e do enriquecimento químico resultante desse processo. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 52.



Não somente supernovas dispersam os elementos mais pesados para o espaço. Ventos estelares são capazes de arrancar gás da superfície de estrelas. Tal perda normalmente é insignificante para elas. Porém, para as mais massivas, essa perda pode alterar o fim delas. É possível que a massa restante não seja capaz de fazer a estrela explodir em uma supernova. Inclusive, ao final de suas vidas, estrelas de baixa massa formarão nebulosas planetárias, que é resultado da expulsão do envelope circunstelar delas, o qual contém os elementos pesados produzidos no núcleo das estrelas. O núcleo remanescente da estrela é chamado de anã branca, a qual consiste basicamente de hélio, carbono e oxigênio.

Normalmente, uma anã branca, por não ter reações nucleares, continuaria esfriando, até ser tão fria quanto o Universo. Mas há casos em que elas se associam com estrelas, formando um sistema binário. Nessa situação, elas acabam recebendo massa da estrela companheira e, se atingirem cerca 1,4 vezes a massa do Sol, explodem como uma supernova.

Assim, o ciclo de matéria continua. Nem todos os elementos mais pesados são produzidos da mesma forma. Núcleos de estrelas, por exemplo, são apenas capazes de sintetizar elementos até o ferro. São nas explosões que elementos mais pesados ainda são gerados. Além disso, diferentes estrelas irão produzir diferentes elementos. Dessa forma, o Universo é continuamente enriquecido com cada vez mais elementos, derivados de diferentes fontes. O único meio de remover grandes quantidades de matéria desse ciclo seria através de objetos compactos, como anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros, ou até mesmo planetas. Mas, no final, o balanço geral ainda é positivo. Voltando às comparações, nossas vidas e a de estrelas ainda apresentam mais uma semelhança. Como a famosa frase de Carl Sagan diz, “somos feitos de poeira das estrelas”. Nós, seres humanos, somos uma das evidências da evolução química do Universo. Nosso corpo, feito basicamente de carbono, mostra que o hidrogênio e o hélio do início do universo tiveram que evoluir para formar o que somos hoje.

Para as análises da composição química das estrelas, os astrônomos determinaram uma simples nomenclatura para representar os elementos. X é usado para denotar a quantidade de hidrogênio, Y para o hélio e Z para qualquer outro elemento, chamados genericamente de metais. Apesar de qualquer químico repudiar essa divisão, a nomenclatura “metais” é mantida por conta de motivos históricos, assim como muitas outras coisas em astronomia.

Tabela periódica dos astrônomos. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 56.


Uma estrela possui, em sua maioria, hidrogênio e hélio. Os valores de Z que observamos são sempre muito pequenos. No caso do Sol, temos X=0,715, Y=0,27 e Z=0,015. Contudo, essas pequenas quantidades já são suficientes para diferenciar, e muito, as estrelas. Esses pequenos valores de Z são o que definem sua metalicidade. Uma estrela de baixa metalicidade possui menos de um décimo de metais que o Sol. Essa característica se mostra muito importante quando a relacionamos com a idade das estrelas. Se as primeiras estrelas não possuiam metais, então quanto menor o valor de Z para uma estrela, mais antiga ela é. Para a arqueoastronomia estelar, a metalicidade é um conceito muito importante. Afinal de contas, buscar as estrelas com menor metalicidade (e, por consequência, as mais antigas) é olhar para os primeiros milhões de anos do universo.

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