Supernovas: a morte de estrelas

Por Rafael Hideki Ishida, aluno do Prof. Dr. Jorge Meléndez

Ponte entre o passado e o futuro do Universo

Nebulosa do Caranguejo. Remanescente da Supernova ocorrida no ano de 1054. (c) Hubble/NASA

Quando ouvimos pela primeira vez a palavra "supernova", podemos ter uma primeira impressão equivocada sobre esse grandioso e importantíssimo evento astronômico. Apesar do nome, as supernovas estão relacionadas com os estágios finais da vida das estrelas. Acontecem devido a explosões que ocorrem em estrelas com mais de 8 massas solares ou em sistemas binários com uma ou duas anãs brancas.

O primeiro passo para estudarmos as supernovas é analisarmos a evolução das estrelas de alta massa. Estas, apesar de possuírem muito hidrogênio, vivem muito menos do que estrelas de baixa massa como o Sol. A luminosidade (energia emitida por segundo) dessas estrelas é muito alta, devido a uma queima de hidrogênio muito mais intensa. Assim, a passagem dessas estrelas pela Sequência Principal é feita muito rapidamente (em comparação a estrelas de baixa massa). O hidrogênio vai sendo convertido em hélio na região central, mas quando o hidrogênio nessa região se esgota teremos um núcleo de apenas hélio e a estrela entra no chamado "Ramo das Gigantes Vermelhas". Em seguida, o hélio começa a ser queimado na região chamada de "Ramo Horizontal" e posteriormente a estrela parte para o "Ramo Assimptótico das Gigantes". Nesta fase, estrelas de baixa massa produzem um núcleo de carbono e oxigênio, dando fim à evolução química em seu interior. Porem, devido às elevadas temperaturas e densidades, estrelas de alta massa podem atingir condições necessárias para sucessivamente fusionar elementos mais pesados em seu núcleo, gerando camadas de carbono até silício em seu interior, tudo sobre um núcleo de ferro e níquel. Após a formação desse núcleo de Fe-Ni, a estrela se encaminha para o seu glorioso fim: a supernova.

Interior de uma estrela de alta massa próxima do seu fim. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 70.

A queima do silício é a última fase de fusão nuclear da estrela. Neste momento, a temperatura é suficiente para que ocorra a fotodesintegração, que é um processo no qual núcleos de ferro são bombardeados por fótons, quebrando-os em prótons e nêutrons. A fotodesintegração consome energia da estrela, levando a uma perda de pressão e ao colapso do núcleo. Os recém produzidos prótons da fotodesintegração são capturados pelos elétrons degenerados do núcleo, formando um nêutron e um neutrino em um processo chamado decaimento beta inverso. Esta perda de elétrons (e pressão de suporte dos elétrons) intensifica ainda mais o colapso da estrela, que acontece a altíssima velocidade. A nível de comparação, se o mesmo colapso acontecesse com a Terra, esta seria transformada em um esfera de 50 km de raio em apenas um segundo.

Devido à altíssima velocidade dos acontecimentos, no início as camadas mais externas da estrela nem percebem os processos no núcleo. Este agora é formado dos nêutrons degenerados provenientes da fotodesintegração e decaimento beta inverso. Conforme o colapso avança, sua densidade se aproxima da densidade dos núcleos atômicos (cerca de 10¹⁷ g/cm³). Logo, o núcleo se torna uma estrela de nêutrons, um remanescente de estrelas com massa inicial entre 8 e 20 massas solares. Caso a massa inicial seja maior a 20 massas solares, o remanescente será um buraco negro. A alta densidade faz com que qualquer matéria que caia no núcleo seja refletido, formando uma onda de choque que percorre as camadas da estrela até a superfície. O calor trazido por essa onda é capaz de causar novas fotodesintegrações, produzindo mais nêutrons. Através da sua captura, esses nêutrons são responsáveis por gerar novos elementos mais pesados que o ferro.

A estrela agora está perto do seu fim. Os neutrinos acumulados do decaimento beta inverso reforçam a onda de choque, que ganhará velocidade e energia suficiente para a explosão e desintegração da estrela. As camadas mais externas com elementos químicos previamente criados, junto com elementos recém formados, são jogadas para o meio interestelar, deixando a estrela de nêutrons pra trás. Este tipo de explosão, devido ao colapso de estrelas de alta massa, é o que chamamos de Supernova do tipo II. As supernovas são os eventos mais energéticos do Universo. Durante a explosão, elas possuem uma luminosidade bilhões de vezes maior que a do Sol, podendo ser vistas de galáxias muito distantes. A análise da luminosidade da supernova pode nos dar informações sobre o seu tipo. Analisando o formato das curvas do gráfico abaixo, podemos diferenciar as supernovas tipo II e tipo Ia.

Curva de luminosidades de Supernovas tipo II e tipo Ia. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 100.

As supernovas tipo Ia são aquelas originadas de sistemas binários envolvendo anãs brancas. Nesse contexto, ocorre a transferência de massa da estrela mais massiva para a anã branca. Caso esta chegue ao limite de Chandrasekhar (1,4 massas solares), a pressão gravitacional supera a pressão de degenerescência dos elétrons, levando-a a contrair-se. A anã branca então começa a queimar seu carbono, aquecendo-a. A partir desse ponto, o interior da estrela passa por processos semelhantes aos que vimos para estrelas de alta massa. Diversas cadeias de reações nucleares produzem novos elementos, sendo o ferro e o níquel os mais pesados. A rapidez com que esses processos ocorrem acabam por desintegrar a estrela, fazendo-a explodir. Estas são as supernovas tipo Ia. Um processo parecido ocorre com sistemas binários de duas anãs brancas.que colidem, se tornando um objeto único. Este objeto possui uma massa que ultrapassa o limite de Chandrasekhar e também acaba explodindo.

Processos de formação das Supernovas tipo II e tipo Ia. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 96.

Outra diferença entre as supernovas tipo II e tipo Ia está no espectro delas. Observa-se que linhas de hidrogênio são presentes na primeira, mas não na segunda. O avanço na observação de supernovas e nos espectros nos permitiu especificar ainda mais a classificação de supernovas. Como a figura abaixo mostra, temos ainda os tipos de supernovas Ib e Ic, que são muito raras. 

Classificação das Supernovas segundo seus espectros. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 102.

Analisando os acontecimentos que procedem esse grandioso evento astronômico, talvez relacionar juventude e supernovas não seja tão equivocado. As supernovas representam o fim das estrelas de alta massa, sendo responsáveis por enriquecer o meio interestelar com os elementos químicos formados durante a sua vida. Esses elementos estarão presentes nas futuras gerações de estrelas que, por ventura, venham a se formar em nuvens de hidrogênio enriquecidas com os metais ejetados por supernovas. Assim, estudar uma supernova é um dos pontos chave para entendermos a evolução química da Galáxia, uma vez que podemos ver como as estrelas mais recentes se enriqueceram com os elementos mais pesados formados ao longo dos anos. Dessa maneira, é interessante interpretarmos as supernovas como um evento que relaciona as gerações antigas de estrelas com as novas, como uma ponte que liga o passado e o futuro do Universo.

A vida das estrelas de baixa massa

Por Rafael Hideki Ishida, aluno do Prof. Dr. Jorge Meléndez

A jornada das estrelas através do Diagrama HR

Apesar de parecerem apenas pequenos pontos brilhantes iguais, quando olhamos para o céu noturno estamos observando estrelas jovens e velhas, estrelas mais frias e estrelas mais quentes, de menor e de maior massa, cada uma com suas próprias características e história. Para os astrônomos, entender cada uma dessas características e como elas se relacionam é muito importante para compreender a vida das estrelas. Ao longo de sua existência, as estrelas passam por diversas fases e transformações, as quais alteram significantemente o seu brilho, massa, temperatura e muitos outros aspectos. 

A astrofísica estelar desenvolveu uma ferramenta muito importante para estudarmos e relacionarmos as características de cada estrela: o diagrama HR (Hertzsprung-Russell). Nele, relacionamos a temperatura superficial das estrelas com suas luminosidades. O resultado é um gráfico que nos traz muito informação sobre a vida das estrelas. Ao olharmos a figura abaixo percebe-se que as estrelas não estão distribuídas aleatoriamente, mas elas ocupam determinadas regiões no diagrama HR. 

Diagrama HR. Aqui os eixo são Magnitude Absoluta e Cor, quantidades diretamente proporcionais à Luminosidade e à Temperatura Superficial das estrelas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 79.

A região que cruza o gráfico diagonalmente é chamada de Sequência Principal. Assim que iniciam a fusão nuclear, as estrelas aparecem no diagrama HR, tomando um lugar ao longo da Sequência Principal. Quando estão nesta fase, as estrelas possuem um núcleo muito estável, que continuamente queima seu hidrogênio. Assim, as estrelas tendem a passar maior parte da sua vida nessa região do diagrama. A massa das estrelas também possui um íntima relação com a Sequência Principal. Como vemos na imagem abaixo, as estrelas organizam-se quanto a sua massa no diagrama. Além disso, quanto maior a massa menor o tempo em que a estrela permanece na Sequência Principal, e por consequência, menor é o seu tempo de vida. Por exemplo, o Sol já está em sua posição na Sequência Principal por cerca de 4,6 bilhões de anos e assim permanecerá por mais 5 bilhões de anos, totalizando aproximadamente 10 bilhões de anos. Mas uma estrela com cerca de 10 massas solares permanece "apenas" cerca de 10 milhões de anos na Sequência Principal.

Regiões do Diagrama HR. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 80.

Após a Sequência Principal, as estrelas passarão a maior parte da sua vida na região superior direita do diagrama, o ramo das Gigante Vermelhas. A partir daqui, as reações nucleares também se mostrarão muito relacionadas com o caminho das estrelas no diagrama HR. Após a queima de hidrogênio cessa no núcleo estelar, o hélio pode começar a fusionar, dando origem a elementos mais pesados. Ao mesmo tempo, a estrela "passeia" por diferentes regiões, passando pelo ramo horizontal, onde a temperatura superficial aumenta significantemente, e, por fim, passando pelo ramo assimptótico das gigantes, onde o núcleo estelar é basicamente carbono e oxigênio.

A evolução de estrelas baixa massa

Vamos dar uma olhada mais profunda no caminho de estrelas de massa menor a 8 massas solares pelo diagrama HR. Estas são as estrelas classificadas como de baixa massa e massa intermediária. Cerca de 90% da vida dessas estrelas se passa na Sequência Principal, onde a queima de hidrogênio (4 H --> He) ocorre no núcleo, onde a temperatura é mais elevada. Em certo ponto, o núcleo, que era composto basicamente de hidrogênio, passa a comportar apenas o hélio que resultou da fusão nuclear. O hidrogênio restante é queimado em uma camada que se encontra logo acima do núcleo. Com o tempo, o núcleo inerte de hélio começa a contrair-se, de modo a se aquecer. Esse calor é suficiente para fazer as camadas acima do hidrogênio expandirem-se, diminuindo suas temperaturas. Dessa forma, a estrela começa a sua jornada fora da Sequência Principal.

O tempo de vida das estrelas na Sequência Principal depende de suas massas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 83.

O núcleo de hélio continua se aquecendo, de modo que as camadas mais externas da estrela também continuam se expandindo cada vez mais. Consequentemente, temos um aumento na luminosidade e uma diminuição da temperatura, levando a estrela para o canto superior direito do diagrama, o ramo da Gigantes Vermelhas. Em certo momento, o núcleo de hélio se tornou denso e quente o suficiente para sua ignição, em um evento chamado helium flash. Agora, o hélio começa a fundir-se produzindo carbono e oxigênio. Com uma nova fonte de energia, a luminosidade da camada de hidrogênio decai um pouco. Ademais, a estrela contrai, aumentando sua temperatura. Assim, ela segue para uma nova região, o ramo horizontal.

O ramo horizontal intersecta a faixa de instabilidade do diagrama HR, no qual há muitas estrelas pulsantes e variáveis. Por esse motivo, muitas estrelas que estão passando por esta região também pulsam. Enquanto o núcleo de hélio queimar, a estrela permanecerá no ramo principal. Estrelas de baixa massa costumam permanecer pouco tempo nessa região, nem chegando a caracterizar um movimento realmente horizontal no diagrama HR. Em contrapartida, é visível uma região horizontal quando estamos falando de estrelas de massa intermediária.

Quando o hélio se esgota no núcleo, ocorre um processo semelhante ao que houve quando se esgotou o hidrogênio no núcleo. Uma camada de hélio que continua queimando se forma abaixo da camada de hidrogênio e acima do núcleo, que agora é composto de carbono e oxigênio. A estrela segue então ao ramo assimptótico das gigantes.

No ramo assimptótico, a camada de hélio é a principal responsável pela produção de energia. O núcleo inerte se contrai, de modo a se aquecer. Este aquecimento leva a uma expansão da camada de hélio, logo acima do núcleo. Por sua vez, as camadas mais externas (inclusive a de hidrogênio) também se expandem, diminuindo a temperatura superficial da estrela. Contudo, em certo momento, a camada de hélio se estabiliza. Dessa forma a camada de hidrogênio começa a se contrair, intensificando o processo de queima de hidrogênio, depositando cada vez mais hélio na camada abaixo. Da mesma forma, a queima de hélio se intensifica, dando origem a pulsos térmicos periódicos que atravessam o interior da estrela.

Os pulso térmicos são responsáveis por um aumento importante na perda de massa das estrelas. Conforme as camadas de hidrogênio e hélio se aproximam da superfície, os pulsos térmicos se intensificam e a estrela começa a ejetar cada uma das suas camadas, até que um pulso final ejete a camada de hélio. Esse material expelido irá formar uma imensa nuvem de gás, chamada de nebulosa planetária, que irá envolver o núcleo degenerado de carbono e oxigênio, chamado de anã branca. As anãs brancas podem ser encontradas na parte inferior esquerda do diagrama HR. Por não possuírem uma fonte de energia, elas estão continuamente esfriando, até serem tão frias quanto o espaço (cerca de 2,7 K) e não serem mais observáveis. Elas então passam a ser chamadas de anãs negras.

Nebulosa Planetária do Esquimó (NGC 2392). Fonte: Andrew Fruchter, STScl et al. WFPC2, HST, NASA.

Alquimia estelar: a formação dos elementos químicos no interior das estrelas

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

A pedra filosofal existe: as estrelas podem transmutar no seu interior os diferentes elementos químicos da tabela periódica!

Assim como qualquer área da ciência, a astronomia também depende da interdisciplinaridade para aprofundar ao máximo suas pesquisas. Em especial, o estudo das estrelas mais antigas do Universo está intimamente relacionado com os elementos químicos. Contudo, diferente da química, a astronomia não está tão preocupada em estudar as características dos diferentes tipos de elementos, mas sim com os processos de formação de átomos no interior das estrelas. Dessa forma, os conhecimentos de química e da física nuclear são imprescindíveis para a formação de um campo muito importante para a astronomia: a astrofísica nuclear. 

Dentro dos diversos tópicos da astrofísica nuclear, o estudo da síntese dos elementos no núcleo das estrelas se mostra muito importante, uma vez que nos permite entender não só a composição do nosso Universo atual, mas também como este era nos seus primeiros milhões de anos de vida. O primeiro passo para entendermos esse assunto é conhecermos a estrutura de uma estrela. De uma forma bem simples, uma estrela é uma enorme esfera de gás ionizado, chamado de plasma. Duas forças são responsáveis por manter o formato esférico. Enquanto a gravidade exerce uma força no sentido do centro da estrela, a pressão do gás gera uma força no sentido contrário. Quando essas forças se equilibram, a estrela pode durar por muito tempo. Porém, se houver um desequilíbrio, a estrela pode vir a colapsar.

Representação das forças que mantém o formato esférico das estrelas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 63.

As estrelas continuamente irradiam energia pela sua superfície. No seu centro, reações nucleares são responsáveis por produzir essa energia, através da fusão de núcleos atômicos. Ao mesmo tempo, essas reações acabam gerando os elementos mais pesados. Ao longo de sua vida, uma estrela irá fusionar principalmente núcleos de hidrogênio, os quais produzirão o hélio. Contudo, conforme a estrela se aproxima do final de sua evolução, elementos mais pesados ainda são formados.

Dependendo das características da estrela, dois processos diferentes ocorrem no núcleo estelar. No caso de estrelas como o Sol, a queima de hidrogênio acontece principalmente pelas reações em cadeia próton-próton (cadeia p-p). Neste processo, dois prótons se combinam para formar um núcleo de deutério (1 próton e 1 nêutron). Para tanto, um dos prótons se converte em nêutron, através do decaimento beta inverso, liberando ainda um pósitron e um neutrino. Em seguida, o núcleo de deutério colide com outro próton, formando um isótopo de hélio, o ³He (2 prótons e 1 nêutron) e liberando energia na forma de radiação gama. Quando dois desses isótopos se chocam, há a formação do núcleo de hélio ⁴He. Os dois prótons sobressalentes são liberados, podendo recomeçar o processo. 

Esquematização da cadeia p-p. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 64.

Em estrelas com temperatura e massa mais elevadas do que o Sol, outro processo de fusão de hidrogênio predomina no núcleo: o ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio). A primeira reação a ocorrer é a fusão de um próton com um núcleo de carbono (¹²C), formando um isótopo de nitrogênio (¹³N). Este é radioativo, e acaba decaindo, transformando um próton em um nêutron, gerando um isótopo do carbono (¹³C). Este novo carbono combina-se com um outro próton, resultando no núcleo de nitrogênio (¹⁴N). Mais uma vez, outro próton fusiona transformando o nitrogênio em um isótopo do oxigênio (¹⁵O). Este isótopo também é radioativo. Assim, ele logo decai e forma um isótopo do nitrogênio, o ¹⁵N. Por fim, um último próton colide com o isótopo de nitrogênio, o qual dividirá-se em um núcleo de hélio (chamado de partícula α) e de carbono, o mesmo do início do ciclo. A energia é produzida sempre que um próton se combina com os outros elementos, sendo liberada na forma de radiação gama.

Esquematização do ciclo CNO. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 66.

Quando todo o hidrogênio é consumido, o núcleo passa a ser constituído basicamente de hélio. A queima de hidrogênio agora é realizada em uma camada situada logo acima do núcleo. Este, por não produzir mais energia, acaba se contraindo e, consequentemente, aquecendo-se. Em certo momento, a temperatura é tanta que o hélio começa a fusionar, gerando elementos mais pesados, como o oxigênio e o carbono. A "queima" de hélio continua até que se esgote no núcleo. Então, uma camada de hélio é formada acima do núcleo e abaixo da camada de hidrogênio. Todo esse processo ocorre com os outros elementos (oxigênio, carbono, nitrogênio), conforme o núcleo contrai e se aquece cada vez mais, continuando até que um núcleo de ferro e níquel é formado. A partir desses dois elementos, a fusão nuclear passa a ser um processo endotérmico, não ocorrendo espontaneamente. Sem uma fonte de energia no núcleo, a gravidade acaba dando fim à vida da estrela. Para as mais massivas, o núcleo colapsa, resultando em uma enorme explosão de supernova.

Interior de uma estrela de alta massa próxima do seu fim. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 70.

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.

A fundação da cosmologia e a origem dos elementos

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

A descoberta da existência de um Universo repleto de outras galáxias além da Via Láctea permitiu o desenvolvimento de muitas teorias físicas auxiliadas por observações.

Enquanto na Europa a mecânica quântica dominava as pesquisas, no outro lado do Atlântico, os principais trabalhos estadunidenses se concentravam na confecção de catálogos de diversos objetos a fim de criar um extenso sistema de classificação, principalmente de estrelas. Nesse contexto, os nomes de Henrietta Leavitt e Annie Jump Cannon não podem ser esquecidos. Apesar de a História as contemplar com o simplório título de “assistentes” do astrônomo Edward Pickering, o incessante trabalho catalogando as características de milhares de estrelas levou a estudos inéditos na astronomia: análises de diversas estrelas variáveis na Nuvem de Magalhães realizadas por Leavitt possibilitaram a confirmação da relação período–luminosidade, a qual explica o comportamento pulsante das estrelas; Cannon em uma intensiva compilação de dados para um catálogo de espectros estelares desenvolveu um sistema de classificação das estrelas por suas temperaturas, criando um sistema amplamente utilizado atualmente de classificação estelar organizado em classes espectrais O, B, A, F, G, K, M - essa sequência pode ser memorizada utilizando a frase “OBA, Frango Grelhado, Ketchup e Mostarda”. 

Classificação das estrelas: O, B, A, F, G, K, M. As estrelas mais quentes são as de tipo O, e as mais frias as de tipo M.

Outra mulher muito importante na história da astronomia foi Cecília Payne por demonstrar que a variação da força das linhas de absorção do espectro estelar é devida à quantidade de gás ionizado presente na superfície e descobrir a principal composição das estrelas: hidrogênio e hélio. Dá para perceber a importância das façanhas dessas “simples” assistentes.

Ao mesmo tempo, Edwin Hubble aplicando a relação período-luminosidade para estrelas pulsantes em diferentes nebulosas difusas e analisando-as através da espectroscopia percebeu que algumas nebulosas estavam muito distantes para ser parte da Via Láctea e na verdade eram galáxias, e que todas elas estão se afastando da Terra, de modo que as mais distantes se afastam com maiores velocidades, sugerindo que o Universo está se expandindo.

Após a descoberta de que a Via Láctea é apenas mais uma galáxia no meio de muitas outras, muitas portas para o estudo da cosmologia surgiram. Albert Einstein foi um dos primeiros a abrir essas portas. Na tentativa de descrever o Universo matematicamente, em 1916 ele formulou a teoria da relatividade para criar as famosas equações de campo modificadas. Para resolvê-las, ele admitiu um Universo estático, que não se expandia nem contraía com o tempo. Mas, para tanto, ele precisou inserir um detalhe a mais nas suas equações: a constante cosmológica.
A partir de então, novas equações foram propostas. Mais do que isso, “novos universos” também foram propostos; além do estático, tínhamos um que se expandia indefinidamente e outro que se expandia e contraía. Enfim, novas portas se abriram para a o estudo cosmológico. Uma das consequências desse avanço foi a teoria do Big Bang. George Lemaître, físico belga, ao solucionar as equações de Einstein simplificadas pela introdução de um princípio cosmológico que considera o Universo homogêneo e isotrópico, mostrou que o Universo se expandia uniformemente e, a partir desse resultado, apresentou a teoria que mais tarde seria aperfeiçoada na Teoria do Big Bang. Em 1929 Hubble descobriu a lei distância-velocidade de galáxias e a usou para medir uma quantidade empírica que definisse a taxa de expansão e consequentemente a idade do Universo, conhecida como a Constante de Hubble. Posteriormente Lemaître calculou um valor para a constante de Hubble. Por crueldade do destino (ou não), quem teve seu nome escrito em um telescópio espacial não foi Lemaître.

Einstein, ciente das recentes pesquisas indicando um Universo em expansão, rejeitara sua famosa constante, considerando-a como um dos maiores erros cometidos por ele. Mesmo assim, Lemaître e outros cientistas não deixaram de usá-la, e, ironicamente, em 1990, pesquisadores comprovaram que o Universo não está somente em expansão, mas também está acelerando e pode ser descrito matematicamente através da constante cosmológica, descoberta premiada com um prêmio Nobel em 2011. Detalhes acerca da física por trás disso tudo ainda são desconhecidos. Por outro lado, sabemos que tal expansão está relacionada com a “energia escura”, que compõe quase 72% do balanço total de energia do Universo. 

Representação da expansão do Universo durante 13, 8 milhões de anos. Fonte: Adaptado por Mega Planeta - NASA/WMAP Science Team. Disponível em: http://mega-planeta.blogspot.com.br/2015/07/como-surgiu-o-universo.html; Acesso em outubro de 2016.

Além desse debate todo a respeito da origem e evolução do Universo, outro tema com ênfase na cosmologia é a massa constituinte do Universo. Por volta do fim de década de 70, Vera Rubin realizava sistemáticas observações de galáxias e determinava individualmente a curva de rotação das galáxias, um gráfico da velocidade de rotação de estrelas por suas distâncias ao centro galáctico. Ela encontrou entre os valores calculados e suas observações que era necessário uma maior quantidade de matéria em relação à observada nas galáxias para manter essa curva de rotação, uma matéria não luminosa que ficou conhecida como “matéria escura” e que compõe ao menos 90% de cada galáxia.

Composição do  Universo. O gráfico mostra que apenas uma pequena fração da massa do Universo é conhecida. Fonte: Elaborada pelos autores, 2016.

A origem de toda matéria existente e sua evolução é também um campo de estudo de destaque. Um dos grandes trabalhos realizados nessa área foi a publicação de “Synthesis of the Elements in Stars” (Síntese dos Elementos em Estrelas), artigo de autoria de Margaret Burbridge, Geoffrey Burbridge, William Fowler e Fred Hoyle, grupo mais conhecido como B²FH. Eles concordavam com a ideia da formação do hidrogênio, hélio e lítio durante o Big Bang, mas eram convictos de que os outros elementos eram produzidos pelas estrelas através de reações em cadeia de nucleossíntese. Sobre os elementos mais pesados, B²FH disseram que o ferro era o elemento mais pesado produzido por reações no interior das estrelas. Já os elementos mais pesados que o ferro eram gerados nos colapsos das estrelas (supernovas). Um grande benefício de sua teoria foi a predição de um contínuo enriquecimento químico do Universo. A espectroscopia foi muito importante para confirmar este trabalho. Através da análise dos espectros das estrelas, é possível verificar sua composição, observando as previsões dos modelos teorizados por B²FH. Além disso, uma correlação entre a idade das estrelas e suas composições mostra a evolução química do Universo. Os dados mostram que as estrelas mais antigas possuem menores porcentagens de elementos mais pesados. Isso nos mostra que os elementos mais pesados foram surgindo com o passar dos anos, indicando que as primeiras estrelas seriam formadas apenas de hidrogênio, hélio e lítio. Conforme as mais antigas estrelas explodiam, os outros elementos eram adicionados ao meio interestelar onde nasceriam novas estrelas.

A fonte de energia das estrelas

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

O que acontece no interior do Sol e de outras estrelas para que elas continuem irradiando sua luz para nós dia após dia?

As noites estreladas sempre fascinaram as pessoas. Olhar para o céu noturno e tentar imaginar os mistérios por trás do universo é uma atividade constante na história. Há certo tempo o brilho das estrelas era um desses mistérios: de onde ele vem e como dura por tanto tempo? As descobertas teóricas que proporcionaram o conhecimento dessa questão fundamental sobre as estrelas foram possíveis através do entendimento dos mínimos detalhes da matéria que as constituem. O estudo do átomo e suas partículas permitiu responder a dúvida sobre a fonte de energia das estrelas há 75 anos, mas a busca por essa resposta é muito mais antiga.

Todo o processo, que levou a essa importante descoberta acerca das estrelas, começou em 1666, quando Isaac Newton descobriu que é possível separar as cores da luz solar passando-a através de um prisma. Quando essa “luz dividida” é projetada em um anteparo, temos a formação do que chamamos de espectro. O arco-íris é um exemplo de espectro natural, sendo que as gotas de chuva atuam com um prisma. As cores espectrais resultantes percebidas são vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, anil e violeta. A percepção de diferentes cores se deve ao fato cada uma corresponder a um específico comprimento de onda, sendo o vermelho correspondente ao maior comprimento de onda e o azul ao menor.

No início do século 19, Joseph Fraunhofer, um óptico alemão, que desenvolvia diversos instrumentos ópticos e realizava experimentos com diferentes fontes de luz para produzir artificialmente particulares cores, notou que o espectro do Sol contém linhas escuras de intensidades variáveis em específicos comprimentos de ondas. Então, Fraunhofer começou a catalogar essas linhas verticais e seus comprimentos de ondas, identificando cerca de 500 linhas espectrais, tendo sido designadas com as letras de A a K as linhas mais fortes. Apesar de não conseguir explicar sua origem, ele provou que essas linhas eram uma característica do espectro solar, já que as mesmas apareciam nos espectros da Lua e de outros planetas, que refletem a luz do Sol. Hoje, tais linhas são denominadas de Linhas de Fraunhofer e são muito importantes para a espectroscopia.

Exemplo de um espectro com as suas respectivas "linhas escuras", as linhas de Fraunhofer. Fonte: imagem do Wikpédia. Disponível em: https://en.m.wikipedia.org/wiki/File:Fraunhofer_lines.svg ; Acesso em outubro de 2016.

Foi Gustav Kirchhoff, juntamente com o químico Robert Bunsen, quem demonstrou experimentalmente a causa de tais linhas escuras. Eles mostraram que o espectro de alguns gases e metais aquecidos possuem linhas brilhantes que apareciam exatamente no mesmo comprimento de onda das linhas escuras encontradas por Fraunhofer, deduzindo-se assim que o espectro do Sol é atribuído à absorção da luz por elementos químicos presentes na atmosfera solar. Reunindo suas descobertas com o conhecimento de trabalhos realizados anteriormente por outros cientistas, Kirchhoff formulou regras sobre os tipos de espectros: o contínuo, isto é, sem linhas; o de absorção, resultante da absorção de fótons por átomos de um gás frio quando a luz passa pelo mesmo; e o espectro de emissão, que é produzido por fótons emitidos por um gás excitado.

No final do século 19 e início do 20, as atenções se voltavam para o mundo que não podemos enxergar: o microcosmos. Max Planck, físico alemão, iniciou essa nova linha de pesquisas com o estudo das radiações de “corpo negro”, um objeto totalmente opaco que emite e absorve perfeitamente a radiação. Em 1900, Planck publicou a teoria dos quanta, que afirmava que a transferência de energia é realizada por “quantidades” bem definidas: o quantum. Seguindo o trabalho de Planck, Albert Einstein mostrou que ondas eletromagnéticas (radiação) também poderiam ser descritas como partículas. Mais do que isso, ele demonstrou que sua teoria concordava com os dados experimentais do “efeito fotoelétrico”, que é a emissão de elétrons por materiais sujeitos a radiação com uma determinada energia. Por causa da descrição desse fenômeno, Einstein recebeu em 1921 o Prêmio Nobel de física, além de ser capaz de fornecer a primeira prova indireta da existência de átomos, cuja exata natureza permanecia desconhecida.

Em 1913, um novo passo para e desbravamento da natureza atômica foi dado quando Niels Böhr introduziu um novo e sofisticado modelo para o átomo. Combinando o modelo atômico já proposto por Ernest Rutherford, em 1911, com a teoria dos quanta de Planck, Böhr montou um modelo no qual elétrons carregados negativamente orbitam o núcleo atômico carregado positivamente. Segundo esse modelo, a cada “órbita” (hoje chamadas de níveis de energia) há um valor de energia correspondente, de modo que elas são capazes de comportar um número limitado de elétrons. Esses elétrons podem mudar de órbita ganhando e perdendo energia, ao, respectivamente, absorver e emitir fótons, partículas elementares que não possuem massa e se propagam na velocidade da luz. A partir desse modelo e dos estudos mais aprofundados da luz e sua interação com a matéria (realizados principalmente por James Clerk Maxwell), abriu-se as portas para uma nova área da física: a mecânica quântica.

Modelo Atômico proposto por Niels Böhr. Na imagem, está representada a transição de um elétron de um nível de energia mais energético (n = 3) para um nível menos energético (n = 2), liberando um fóton. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 20.

No início do século 20, apesar dos grandes avanços na física quanto na astronomia, a questão da fonte de energia das estrelas continuava em aberto. Havia propostas, mas nenhuma delas parecia plausível o suficiente. O que realmente engrenou o estudo da energia das estrelas foi o crescimento da física nuclear. 

Até 1907, hipóteses como o colapso gravitacional, conversão de energia potencial em radiação e processos químicos já haviam sido descartados. Foi então que o físico inglês Arthur Eddington propôs uma nova solução para a questão. Familiarizado com os trabalhos de Einstein sobre a equivalência de massa e energia, a tese de Eddington explana que quando dois hidrogênios se combinam para formar um hélio, a maior parte da energia de ligação é liberada, já que dois hidrogênios são mais pesados do que um hélio. Apesar de esta ser a verdadeira resposta, a comunidade científica não aprovou de imediato a ideia de uma fusão nuclear. Afinal de contas, os cientistas da época não conseguiam conceber a fusão de duas partículas positivas, muito menos a existência da grande quantidade de hidrogênio e hélio no Sol. Mas mesmo assim, Eddington não desistiu de suas ideias. A confirmação do trabalho do físico inglês veio com os estudos de George Gamov, físico russo que apresentou o conceito de tunelamento quântico para explicar o decaimento de partículas alfa de átomos radioativos. Aplicando esse conceito às ideias de Eddington, foi mostrado que a fusão nuclear era realmente possível. Apesar disso, muitas questões ainda precisavam ser respondidas.

Em 1938, a alemão Carl Friedrich von Weizsacker propôs o primeiro mecanismo concreto para a fusão do hidrogênio. Através do chamado ciclo CNO (Carbono-Nitrogênio-Oxigênio), ele pode incluir a transformação de hidrogênio em hélio como parte de um sistema de reações em cadeia, que envolve esses elementos. Paralelamente, o americano Hans Bethe, buscando solucionar o problema da repulsão entre dois núcleos de hidrogênio, inseriu o deutério (um próton e um nêutron) em suas análises, e conseguiu chegar a uma cadeia de reações que não envolvesse outros elementos, o hoje chamado ciclo p-p (próton-próton). A importância dos trabalhos de Bethe lhe rendeu o Prêmio Nobel de física em 1967. Ambas as teses se mostraram promissoras, sendo confirmadas nos próximos anos, dando início à astrofísica nuclear.

O que é Arqueologia Estelar?

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

Afim de estudar o passado do nosso Universo, os astrônomos trocam as pás dos arqueólogos por telescópios (e muita paciência) para encontrar as relíquias do cosmos.

“Se você quiser fazer uma torta de maçã do nada, primeiro tem que inventar o Universo”. Foi isso o que disse o astrônomo americano Carl Sagan, uma vez que os átomos de uma maçã foram inicialmente gerados, eras atrás, por processos de fusão nuclear no interior de estrelas. Outra frase do astrônomo muito cabível é “Nós somos feitos de poeira de estrelas”, e entendê-la será o nosso primeiro passo no estudo da Arqueologia Estelar

Para a formação de uma simples torta de maçã, muitos eventos complexos tiveram antes que ocorrer. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 2.

Os elementos mais abundantes do Universo, o hidrogênio e o hélio, foram formados nas primeiras fases do Big Bang, mais especificamente, durante os primeiros minutos depois da grande explosão. Nosso conhecimento físico entende que o Universo começou numa fração de segundos após o Big Bang, considerado o início do espaço-tempo. Portanto, este representa o indescritível estado inicial de tudo. Durante os primeiros minutos que se seguiram, prótons, nêutrons e elétrons foram formados. O Universo então se expandiu rapidamente. Até este ponto, o único elemento químico que existia era o hidrogênio (H¹), mais precisamente, apenas o núcleo do hidrogênio, um próton. Depois de dois ou três minutos a temperatura diminuiu para cerca de um bilhão de graus, onde os primeiros núcleos mais pesados que o hidrogênio, incluindo o deutério (também chamado de hidrogênio pesado, composto por um próton e um nêutron), foram gerados. O primeiro núcleo de hélio (He2) foi formado a partir do deutério, composto por dois prótons e dois nêutrons. O núcleo composto por quatro prótons chegou a ser formado na mesma época, mas foi imediatamente destruído, pois as condições do ambiente naquele momento não eram propícios para tal núcleo se manter estável. A colisão de vários núcleos de hélio causaram o terceiro elemento pesado, o lítio (Li3). Grosseiramente, 75% da massa total do Universo consiste em hidrogênio, 25% de hélio e apenas 0.000000002% lítio. Esta primeira fase da síntese dos elementos químicos foi completada após os três primeiros minutos, depois do Big Bang.
No entanto, para o surgimento da vida e dos seres humanos, estes três elementos químicos não eram suficientes. Acreditamos que para sustentar a vida, sejam necessários os elementos carbono, nitrogênio, oxigênio, ferro, e outros elementos da tabela periódica, e estes foram produzidos posteriormente, dentro de estrelas, durante bilhões de anos. Cerca de 380 mil anos depois do Big Bang, o Universo atingiu a temperatura de, aproximadamente, 3.000 K. Os núcleos e elétrons foram se movendo menos rapidamente, até que os núcleos, carregados positivamente, pudessem capturar os elétrons, com cargas negativas, de modo que estes orbitassem aqueles permanentemente. Matéria e radiação foram separadas, e o Universo opaco se tornou transparente pela primeira vez.
Desde que se tornou transparente, o Universo ficou 1.100 vezes maior. Por esta razão, a temperatura da radiação cósmica de fundo não é mais 3.000 K, mas apenas 2,7 K. E como ele continua a se expandir, futuramente esta radiação atingirá o zero absoluto, 0 K, ou -273,15°C. A radiação cósmica de fundo foi descoberta em 1964, pelos radio astrônomos americanos Arno Penzias e Robert Wilson, que receberam o Prêmio Nobel em 1978, embora outros já tenham previsto sua existência anteriormente. Com outro Prêmio Nobel foram premiados os astrofísicos americanos George Smoot e John Mather em 2006 que, juntamente com sua equipe, foram os primeiros a fazerem medidas precisas da radiação cósmica de fundo, usando o satélite COBE, e foram capazes de determinar a estrutura e extensão do Universo. Com estes dados, bem como com os obtidos pelo satélite WMAP, eles confirmaram que o Universo passou por uma fase muito quente, quando este ocupava um espaço imensamente pequeno, ou seja, o Big Bang. Também provaram a existência de uma ligeira aglomeração de matéria 380 mil anos após o Big Bang, isto é, quando a radiação cósmica de fundo foi originada. Estas estruturas foram se condensando e formaram estruturas cósmicas, em particular, galáxias.
As primeiras estrelas do Universo emergiram de gigantes aglomerados de nuvens de gás, compostas basicamente de hidrogênio, hélio e lítio da sopa primordial proveniente do Big Bang. A existência das primeiras estrelas alterou as condições para a formação das subsequentes estrelas, tornando-a cada vez mais eficiente. Mais e mais estrelas se formaram e, juntamente com o gás, se arranjaram em enormes nuvens de estrelas, que chamamos de galáxias.
Nos seus interiores quentes, as primeiras estrelas sintetizaram os elementos químicos mais pesados que o hidrogênio e o hélio e passaram a enriquecer quimicamente suas galáxias. Só depois de cerca de 9 bilhões de anos a nossa galáxia, Via Láctea, já estava rica em elementos capazes de formar o nosso Sol, juntamente com os planetas que o orbitam. A Terra, por exemplo, foi formada, dentre outros, a partir de elementos como o ferro, que foram primeiro sintetizados nas estrelas. A existência da vida humana na Terra só foi possível pela presença de água (H2O), a partir do oxigênio proveniente das estrelas e do hidrogênio gerado nos primeiros minutos do Universo; e é por isso que somos parte do Big Bang.

Mas... Como os astrônomos exploram o passado do cosmos?
Através da Arqueologia Estelar, que explora o Universo primitivo a partir de estrelas antigas, fazendo o levantamento de dados com um telescópio para este fim, sempre voltado para uma região particular do céu, obtendo posições, brilho, e outras características, como a cor das estrelas. Em algum momento o astrônomo detecta um objeto interessante, com substanciais informações, que será analisado posteriormente, com um telescópio pequeno ou médio (com espelho de 2 a 4 metros). Somente os melhores e mais promissores objetos serão observados com os maiores telescópios.

A procura por objetos interessantes não é um processo simples. Seja por observações em telescópios ou por pesquisas em longos catálogos, a busca por estrelas que possam trazer informações relevantes demanda tempo e paciência. Fonte: FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 8.

Um arqueólogo estelar estuda, primeiramente, a composição das estrelas mais antigas da Via Láctea e, através destes dados, reconstrói as características das primeiras explosões das gigantes supernovas, que expeliram os recém sintetizados elementos ao entorno, e esse estudo irá nos ajudar a explorar como estes processos químicos e dinâmicos atuaram na formação de estrelas e galáxias.
Outra abordagem complementar estuda o Universo através das estrelas mais antigas e por meio de nuvens de gás e galáxias mais distantes, sendo necessários, aqui, potentes telescópios, como o Hubble, que tem fornecido imagens espetaculares desde 1990. Como a velocidade da luz é finita, a luz destes corpos gasosos extremamente longínquos levam bilhões de anos para chegar até nós, de forma que esta é uma maneira de analisarmos diretamente o passado do cosmos. Sabe-se, por exemplo, que cerca de 700 milhões de anos após o Big Bang, já existiam algumas estrelas.

Através da determinação da composição de estrelas antigas, os astrônomos podem entender a composição química do Universo nos seus primeiros milhões de anos de vida, assim como podem justificar os elementos que compõem as gerações seguintes de estrelas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 9. .