O Big Bang, em essência, deu origem a dois elementos: hidrogénio e hélio. Ele também gerou quantidades mínimas de lítio e de alguns outros isótopos leves, mas, no começo de tudo, o Universo era basicamente hidrogénio e hélio.
Os restantes elementos, mais pesados, surgiram depois - no interior das estrelas, em colisões entre estrelas e por outros processos astrofísicos.
Ainda hoje, hidrogénio e hélio compõem uma fatia tão grande da matéria disponível que, na linguagem da astronomia, todos os outros elementos recebem o rótulo de “metais”. Um tipo de pó ao vento, por assim dizer.
Da composição do Universo à ideia de “metais”
Dessa predominância resulta uma consequência prática: é possível estimar com boa precisão a idade de uma estrela observando a quantidade de metais no seu espectro. As primeiras estrelas, as ancestrais de todas as demais, teriam apenas hidrogénio e hélio.
Quando essas estrelas iniciais chegaram ao fim, o gás e a poeira libertados pela sua morte já carregavam alguns metais. A segunda geração estelar, formada a partir desse material, também os incorporou. E a cada geração seguinte, mais metal foi sendo misturado ao “caldo” interestelar. Por isso, em geral, quanto maior a metallicidade de uma estrela, mais jovem ela tende a ser. O nosso Sol, por exemplo, tem apenas cinco mil milhões de anos e apresenta alta metallicidade.
Metallicidade como indicador de idade estelar
É provável que as primeiras estrelas já tenham desaparecido do cosmos há muito tempo. Com apenas hidrogénio e hélio disponíveis, teriam precisado de centenas de massas solares para iniciar a fusão nuclear no núcleo - e teriam explodido como supernovas num piscar de olhos cósmico.
Para investigar essas estrelas “avós”, os astrónomos recorreram sobretudo a galáxias no limite mais distante do Universo observável, procurando sistemas com metallicidade fora do comum, extremamente baixa.
Mas existe outra estratégia: procurar estrelas muito antigas aqui por perto, no nosso bairro galáctico. A ideia é que as primeiras estrelas possam ter originado algumas estrelas de segunda geração com baixa massa.
Se essas estrelas fossem menores do que o Sol, poderiam viver tempo suficiente para ainda existirem hoje. E, recentemente, os astrónomos encontraram precisamente uma estrela com esse perfil.
SDSS J0715-7334 na Grande Nuvem de Magalhães
A estrela chama-se SDSS J0715-7334. Trata-se de uma gigante vermelha no halo da Grande Nuvem de Magalhães. A sua metallicidade é tão baixa que até as galáxias mais distantes e mais primordiais já observadas apresentam dez vezes a metallicidade desta estrela.
Entre as descobertas atuais, SDSS J0715-7334 é o exemplo mais próximo que temos de uma estrela “prístina”, quase sem metais. As suas abundâncias metálicas ajudam a esclarecer alguns pontos sobre a formação estelar no início do Universo.
Pistas sobre a estrela progenitora
Em primeiro lugar, ao analisar as abundâncias específicas de elementos como carbono, magnésio e ferro em relação ao hidrogénio, torna-se possível inferir o tamanho da estrela progenitora. Se SDSS J0715-7334 for mesmo uma estrela de segunda geração, então ela teria nascido dentro do remanescente de supernova de uma estrela de 30 massas solares - um valor surpreendentemente baixo.
O enigma do carbono e o papel da poeira
Outro traço marcante é a abundância excecionalmente baixa de carbono. Isso chama a atenção porque estrelas massivas são produtoras eficientes de carbono, nitrogénio e oxigénio graças ao ciclo de fusão CNO associado à queima de hélio.
A escassez de carbono sugere que havia muita poeira já arrefecida na região onde a estrela se formou, algo necessário para que estrelas pequenas e muito antigas consigam surgir.
Movimento no halo e o que isso implica
Por fim, o movimento de SDSS J0715-7334 dentro da Grande Nuvem de Magalhães indica que ela se formou no halo dessa pequena galáxia e não é apenas uma visitante de passagem. Isso reforça a hipótese de que encontraremos mais estrelas desse tipo no nosso bairro galáctico, o que permitirá comparar observações de galáxias distantes com medições de estrelas prístinas locais.
Este estudo foi carregado no arXiv e ainda aguarda revisão por pares.
Este artigo foi publicado originalmente pelo Universe Today. Leia o artigo original.
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