A CINEMÁTICA DA VIA LÁCTEA5

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1 A CINEMÁTICA DA VIA LÁCTEA5 5.1 Cinemática da Galáxia Equações Gerais da Rotação Galáctica Rotação Rígida Órbitas Keplerianas Fórmulas de Oort A Curva de Rotação Estrutura Galáctica e Braços Espirais 5.2 Populações Estelares Propriedades Cinemáticas: Disco e Halo O Bojo Galáctico Abundâncias Químicas O Sistema Solar Distribuição de Metalicidades Relação Idade-Metalicidade Abundâncias Relativas: Elementos Alfa 5.3 Formação de Estrelas Colapso e Fragmentação Instabilidade e Formação Estelar Rotação e Momento Angular A Função de Massa Inicial (IMF) A Taxa de Formação Estelar (SFR) 5.4 Formação e Evolução da Galáxia Formação da Galáxia Evolução de Galáxias: Evolução Química Referências Bibliográficas Walter Maciel Licenciatura em Ciências USP/ Univesp

2 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Cinemática da Galáxia A forma plana da Galáxia sugere rotação. As órbitas das estrelas são determinadas em última análise pela distribuição das massas. A rotação galáctica foi descoberta em 1923 por Charlier, e as principais análises pioneiras foram feitas por Jan Oort e Bertil Lindblad na década de Nesta parte do curso, vamos considerar os movimentos no disco galáctico, basicamente o movimento de rotação em torno do centro da Galáxia. Desvios do movimento circular, bem como os movimentos de objetos de outras populações estelares além do disco, serão considerados na parte 6 deste curso. A rotação galáctica é expressa pela curva de rotação, que contém a velocidade linear de rotação Θ (medida em km/s) em função da distância ao centro galáctico R (medida em kpc), projetada sobre o plano. A velocidade angular ω (medida em radianos/s) está relacionada com a velocidade linear pela equação ω = Θ/R. Dois métodos podem ser geralmente usados para a obtenção da curva de rotação: 1. observações ópticas dos movimentos das estrelas e regiões HII, limitadas a alguns kpc do Sol pela absorção interestelar, e 2. observações em rádio da linha de 21 cm do H e da molécula CO Equações Gerais da Rotação Galáctica Vamos considerar os movimentos no plano galáctico, admitindo que as órbitas das estrelas e nebulosas contidas neste plano sejam circulares, isto é, todos os objetos se movem em torno do centro galáctico em órbitas circulares a uma distância R do centro. Nesse caso, é fácil mostrar que as velocidades radial e tangencial de uma estrela podem ser escritas simplesmente ( ) V = R ω-ω senl r ( ) vt = R0 ω-ω0 cos l -ωd 5.2 onde v r é a velocidade radial da estrela em relação ao Sol, R 0 é a distância galactocêntrica do Sol, ω é a velocidade angular da estrela considerada, ω 0 é a velocidade angular na posição do Sol, caracterizada pela distância galactocêntrica R 0, e d é a distância da estrela ao Sol.

3 88 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 A coordenada l é a longitude galáctica da estrela. Da mesma maneira que definimos uma latitude e uma longitude na superfície da Terra, podemos definir a latitude b e a longitude l em relação ao plano da Galáxia (Figura 5.1). No plano galáctico, temos b = 0, e para a direção do centro galáctico l = 0. As Equações 5.1 e 5.2 são as equações da rotação galáctica para o caso de órbitas circulares. Figura 5.1: Definições no plano galáctico Rotação Rígida Vamos analisar mais detalhadamente o comportamento da velocidade radial no caso simples de uma rotação rígida. Neste caso, a velocidade angular é constante, a velocidade radial é nula, pois todos os objetos se deslocam com a mesma velocidade angular. A velocidade de rotação Θ aumenta linearmente com a posição R, e o coeficiente angular desta relação é a velocidade angular ω. De modo geral, os valores adotados da distância do Sol ao centro galáctico estão no intervalo 7.0 < R 0 (kpc) < 8.5, e a velocidade de rotação neste ponto é 180 < Θ 0 (km/s) < 220. Para fixar as idéias, consideramos os seguintes valores médios: Θ 0 = 200 km/s e R 0 = 8 kpc, de modo que ω 0 = Θ 0 / R 0 = 25 km s -1 kpc A Cinemática da Via Láctea

4 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Órbitas Keplerianas No caso de órbitas keplerianas, considerando M a massa total da Galáxia, e m a massa contida no raio R, podemos escrever GMm 2 R = mθ R onde G é a constante gravitacional. Portanto, a velocidade de rotação em função da posição R é simplesmente ou seja, Θ R -1/2. Nesse caso, a velocidade angular é ω R -3/2. Para analisar o movimento kepleriano, é interessante fazer os 6 gráficos: a. Θ R, b. ω R, c. v r R, d. v r d, e. v r l e f. r d. Os dois primeiros são muito simples, uma vez que a velocidade (R) é dada pela Equação 5.4. Os gráficos que envolvem a velocidade radial são um pouco mais elaborados, mas ainda podem ser obtidos analiticamente usando relações trigonométricas. Os resultados para órbitas keplerianas estão resumidos nas figuras seguintes: Figura 5.2, para a velocidade de rotação e velocidade angular em função de R; e Figura 5.3, para a velocidade radial em função da distância. Nesta figura, vemos que para 90 < l < 180 a velocidade radial é sempre negativa, decrescendo à medida que a distância d aumenta. Para as direções 270 < l < 360 e 180 < l < 270, o comportamento de v r em relação à distância é invertido. Nesses gráficos, usamos as mesmas constantes do caso da rotação rígida, de modo que a massa da Galáxia interna ao raio solar é M = Θ 2 R 0 / G = M. Esse resultado se aplica à região interna ao raio solar. Incluindo a região mais externa, são obtidos valores da ordem de M = M. É importante notar que, nesse caso, a velocidade angular diminui à medida que R aumenta. 1 GM Θ= 2 R 5.4

5 90 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 O comportamento da velocidade radial em relação à distância da estrela pode ser resumido como indicado esquematicamente na Figura 5.3, válida qualitativamente não apenas para órbitas keplerianas, mas também para o caso geral em que a velocidade angular diminui à medida que R aumenta. No caso em que 0 < l < 90, vemos que a velocidade radial atinge um máximo para uma certa distância d(r m ), decrescendo em seguida. Esta velocidade radial máxima corresponde a uma distância galactocêntrica mínima R m, coerente com o fato de que a velocidade angular decresce quando R aumenta. Isto permite determinar distâncias por uma relação trigonométrica simples a partir da observação de regiões onde a velocidade radial é máxima. Figura 5.2: Velocidade linear e velocidade angular em função da distância galactocêntrica para órbitas keplerianas. Figura 5.3: Velocidade radial em função da distância para órbitas keplerianas em diferentes longitudes no plano galáctico. 5 A Cinemática da Via Láctea

6 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Fórmulas de Oort As equações da rotação galáctica podem ser simplificadas no caso de objetos relativamente próximos ao Sol, o que frequentemente é o caso em observações no óptico, limitadas por causa da extinção interestelar. A análise pioneira deste problema foi feita por Jan Oort em Nesse caso, Oort mostrou que as velocidades radial e tangencial podem ser escritas como vr Ad sen2l 5.5 ( Α cos 2 + ) v d l B t 5.6 onde A e B são as constantes de Oort, dois parâmetros básicos da rotação galáctica, que podem ser determinados a partir de medidas das velocidades de objetos da vizinhança solar. Da Equação 5.5 vemos que a variação da velocidade radial em função da longitude galáctica é senoidal, como mostrado na Figura 5.4. Na direção l = 0, ou direção do centro galáctico, a velocidade das estrelas é paralela à velocidade do Sol, o mesmo ocorrendo para l = 180, que é a direção do anticentro galáctico. Em ambas, a velocidade radial é nula, como mostram a Equação 5.5 e a Figura 5.4. Para estrelas com longitude l = ± 90, as velocidades orbitais são iguais à do Sol, do qual esses objetos mantêm a mesma distância, não resultando, portanto, nenhuma velocidade radial. As constantes de Oort podem ser determinadas com base em diferentes tipos de objetos, como as estrelas cefeidas, RR Lyrae, nebulosas etc. Os resultados médios obtidos são A = 16 ± 2 km s -1 kpc -1 e B = 11 ± 3 km s -1 kpc -1. Estas constantes estão relacionadas com os parâmetros da rotação no círculo solar, de modo que esses parâmetros podem ser obtidos uma vez conhecido o valor das constantes. Um exemplo é o tempo médio de rotação do Sol em torno do centro galáctico, que é de, aproximadamente, 230 milhões de anos. Por outro lado, os resultados obtidos para as constantes A e B mostram que as órbitas das estrelas no plano galáctico não são keplerianas. Isto fica mais claro observando a diferença entre uma curva de rotação típica e a que seria obtida se as órbitas fossem keplerianas, como veremos a seguir. Figura 5.4: Velocidade radial em função da longitude galáctica para objetos próximos.

7 92 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo A Curva de Rotação A partir de medidas da velocidade radial em função da longitude é possível obter a curva de rotação, usando a Equação 5.1, uma vez que a distância seja conhecida. Isto pode ser feito a partir de técnicas radioastronômicas, usando a linha de 21 cm, para os quadrantes internos ao círculo solar, onde 0 < l < 90 e 270 < l < 360. Para a região externa, esta técnica não funciona e são usadas observações ópticas. São obtidos gráficos, como foi mostrado na Figura 5.5, onde algumas regiões interestelares são identificadas. Essas regiões são identificadas pelas letras A, B, C e D. A região A é caracterizada pela velocidade radial máxima, e sua distância pode ser diretamente obtida a partir das equações da rotação galáctica. As regiões B e C caracterizam a região de ambiguidade, pois ambas estão à mesma distância galactocêntrica, tendo, portanto, a mesma velocidade de rotação, mas suas distâncias até o Sol são diferentes. Neste caso, alguma informação adicional é necessária para levantar a ambiguidade. Finalmente, a região D está em um raio galactocêntrico R maior que o raio solar R 0, e, portanto, sua velocidade angular é menor que no caso do Sol, e a velocidade radial é a menor entre as observadas. Figura 5.5: Exemplo da emissão de hidrogênio neutro no plano galáctico e localização das nuvens emissoras. Com este procedimento é possível obter a curva de rotação para distâncias galactocêntricas até cerca de 16 a 18 kpc do centro. A Figura 5.6a mostra uma curva para a Galáxia, que foi obtida a partir de observações de velocidades máximas do gás, considerando R 0 = 7.5 kpc e Θ 0 = 230 km/s. Para outras galáxias, são obtidas curvas semelhantes. Podemos notar que a velocidade fica mais ou menos constante para valores altos de R, comportamento muito diferente do previsto para órbitas keplerianas, onde Θ R -1/2. 5 A Cinemática da Via Láctea

8 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 93 a b Figura 5.6: a. Exemplo da curva de rotação para a Galáxia; e b. Componentes da curva de rotação da Galáxia. A curva de rotação observada é consistente com uma rotação rígida nas regiões internas da Galáxia, onde Θ é crescente com R. O fato de a curva de rotação ser aproximadamente constante além do círculo solar pode ter uma interpretação, além de descartar a hipótese de rotação kepleriana. De fato, uma distribuição esfericamente simétrica em que a densidade tem uma lei do tipo ρ r -2 é suficiente para obter uma curva plana. No entanto, a explicação mais aceita para uma curva de rotação plana seria a existência de matéria não luminosa, (dark matter), como a matéria escura fria (cold dark matter). Nesse caso, para regiões mais distantes do círculo solar, a matéria luminosa que constitui as estrelas seria uma pequena fração da massa total da Galáxia. A curva de rotação da Galáxia pode ser interpretada em termos de pelo menos 3 componentes: 1. a região esferoidal, onde se encontra o bojo galáctico, responsável pela rotação rígida observada; 2. a região do disco galáctico próxima ao círculo solar; e 3. a região esférica mais distante, responsável pela parte plana ou eventualmente ascendente da curva de rotação. A Figura 5.7b mostra uma composição dessas componentes e a curva de rotação resultante. Para outras galáxias, pode ser obtida uma composição semelhante.

9 94 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Estrutura Galáctica e Braços Espirais Vimos, na parte 5.1.5, que observações na linha de 21 cm do H permitem mapear a estrutura do disco galáctico em determinadas direções com grande precisão. Da mesma forma, regiões HII associadas a estrelas quentes, cujas distâncias podem ser bem determinadas, contribuem significativamente para o mapeamento do disco, em especial dos braços espirais. Na Figura 5.6a, vimos um exemplo que mostra como a linha de 21 cm do H pode ser usada para a determinação de densidades em uma dada direção. Sequências de perfis de emissão de H podem ser Figura 7.7: Delineamento dos braços espirais da Galáxia por meio de regiões HII. obtidas para uma dada longitude galáctica, variando a latitude, ou vice-versa, de modo que as estruturas das nuvens de H do disco galáctico podem ser mapeadas (ver Figura 5.4). Além da linha de 21 cm do H, a estrutura da Galáxia também pode ser mapeada a partir de regiões HII e estrelas jovens, como vimos. A comparação de resultados obtidos em rádio e em comprimentos de onda ópticos nem sempre produz um ajuste perfeito. Além das incertezas inerentes ao método observacional, é mais difícil mapear nossa Galáxia, uma vez que estamos dentro dela, e temos dificuldade em obter imagens tão claras como as que observamos em outras galáxias. Apesar disso, a estrutura do disco em especial a estrutura espiral é razoavelmente bem delineada. Detalhes da estrutura espiral da Galáxia, obtidos a partir de regiões de H ionizado (regiões HII), podem ser vistos na Figura 5.7. Segundo esses resultados, nossa Galáxia é uma espiral com três braços, contendo possivelmente uma barra de 2 a 4 kpc ligando o bojo ao disco. Os braços espirais podem ser evidenciados opticamente, por meio de associações de estrelas brilhantes, regiões HII e supergigantes e também nos comprimentos de onda de rádio, em particular na linha de 21 cm. Como esses objetos são geralmente muito jovens, com idades abaixo de 10 7 anos, esta região do disco pode ser caracterizada como sendo de população I, ou população I jovem. A existência dos braços espirais como entidades físicas coloca alguns problemas; em particular, eles deveriam ser destruídos ou enrolados pela rotação galáctica diferencial. Isto claramente não ocorre, pois apenas alguns poucos braços são observados na Galáxia e em outras galáxias. Com base nas velocidades observadas, a escala de tempo dos braços deveria ser da ordem de A Cinemática da Via Láctea

10 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 95 anos, muito menor que a idade da Galáxia, que é da ordem de 10 bilhões de anos. Portanto, ou existe um mecanismo capaz de compensar o efeito da rotação, ou os braços são equivalentes a zonas de compressão de ondas estacionárias, ou quase estacionárias, em um sistema de referência em rotação. Observamos nos braços espirais gás e aglomerados jovens, com idades abaixo de 10 7 anos, aproximadamente, enquanto os aglomerados mais velhos estão repartidos de maneira mais uniforme no disco. É possível mostrar que as estrelas se dispersam rapidamente para fora dos braços após sua formação. Supondo que os movimentos que desviam da rotação galáctica sejam da ordem de 10 km/s, um valor conservador, as estrelas se afastariam cerca de 500 pc em uma escala de tempo de anos, ficando, portanto, distribuídas uniformemente no disco. O estudo teórico da formação dos braços espirais é complexo, pois devem ser consideradas todas as forças que atuam sobre o gás. Isto ainda não é uma realidade, mas existe uma teoria, chamada teoria das ondas de densidade, proposta na década de 1960, que parece resolver boa parte dos problemas associados aos braços. Originalmente proposta por B. Lindblad, foi posteriormente desenvolvida por C.C. Lin e F. Shu, entre outros. Nesta teoria, os máximos de densidade, ou cristas da onda, giram em torno do centro galáctico com uma velocidade angular essencialmente constante, diferente da velocidade angular da matéria, que depende da rotação diferencial e varia conforme a distância ao centro. Nas partes internas e na maior parte da região observada no óptico, a matéria gira mais rapidamente que a onda, ocorrendo o inverso nas regiões mais externas. A concentração da matéria nos braços ocorre por causa da aproximação periódica de diferentes partes da Galáxia durante o seu movimento. A situação é análoga ao movimento de carros em uma rodovia, em que uma das pistas está em reparos em um determinado ponto: no estado estacionário, um acúmulo de carros ocorre neste ponto, embora o movimento dos carros impeça que esta região com maior densidade de carros seja composta sempre dos mesmos veículos. Fotografias tiradas do alto, em dias diferentes, podem indicar o deslocamento da região de máxima a b densidade correspondente ao progresso do trabalho na rodovia. Nesse caso, a velocidade dos automóveis, correspondente à velocidade da matéria, será provavelmente diferente da velocidade com que se processam os reparos na rodovia, que seria a velocidade da onda. Figura 5.8: Formação dos braços espirais na Galáxia.

11 96 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 Em uma galáxia espiral, a alteração nos movimentos não perturbados, análoga ao mencionado reparo na pista, ocorre em virtude da presença de um campo gravitacional espiral. A Figura 5.8 mostra como uma onda de densidade espiral pode ser produzida por um material galáctico em órbitas não circulares. Nos casos (a) e (b), o número de elipses é o mesmo, mas no primeiro caso as elipses estão orientadas ao acaso, ao passo que, no segundo, existe uma correlação entre elipses ou órbitas adjacentes, formando um padrão espiral. Em resumo, são duas as condições necessárias para a existência das ondas de densidade: um campo gravitacional espiral superposto ao campo gravitacional simétrico em relação ao eixo galáctico, e mais fraco do que este, e os movimentos aleatórios das estrelas e do gás, que devem ser relativamente pequenos para não destruir a organização do sistema. A teoria das ondas de densidade pode ser aplicada com sucesso à nossa Galáxia e a outras galáxias. As principais dificuldades encontradas relacionam-se ao problema da origem do campo gravitacional espiral e sua manutenção por períodos da ordem da idade da Galáxia. 5.2 Populações Estelares O conceito de populações estelares foi desenvolvido inicialmente por Walter Baade, na década de 1940, a partir de observações da galáxia de Andrômeda. Neste objeto, Baade notou que as estrelas mais jovens, azuladas, estavam concentradas no disco da galáxia e nos braços espirais, enquanto as estrelas mais avermelhadas e velhas estavam basicamente localizadas na região central, ou bojo da galáxia. Segundo Baade, os objetos se distribuíam em duas populações, a população I, composta de objetos mais jovens, localizados no disco, e a população II, contendo estrelas mais velhas, localizadas principalmente no bojo e no halo das galáxias. Com o trabalho pioneiro de Baade (1944) sobre a composição estelar da galáxia de Andrômeda (M31) foi, portanto, introduzido o conceito de populações estelares. Este conceito foi desenvolvido em detalhes, posteriormente, e aplicado à nossa própria Galáxia. Vemos que os critérios iniciais de separação das populações são basicamente a sua localização e suas idades. Atualmente, o conceito de populações estelares está mais detalhado, e diversos critérios são utilizados para separar diferentes objetos, uma vez que as populações estão relacionadas com a evolução das galáxias. Para a nossa galáxia, podemos caracterizar os objetos de população I, por exemplo, como objetos jovens as estrelas azuis, enriquecidas em elementos pesados (os chamados metais ), relativamente próximas ao plano galáctico, em movimento de rotação com baixas dispersões de 5 A Cinemática da Via Láctea

12 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 97 velocidades. Em contraposição, os objetos mais velhos, avermelhados, pobres em metais e distantes do plano galáctico, com órbitas mais excêntricas, seriam tipicamente de população II. Vemos então que os principais critérios de classificação envolvem a idade, a composição química, a distribuição espacial e características cinemáticas, como as dispersões de velocidades e forma das órbitas galácticas. Esses conceitos foram, posteriormente, refinados até incluir 5 diferentes tipos, como ilustrado na Tabela 5.1: população I extrema (exemplo: regiões HII), I velha (o Sol), disco (nebulosas planetárias tipo II), II intermediária (estrelas de alta velocidade) e II halo (aglomerados globulares). Essas populações apresentam um aumento progressivo da escala de altura com relação ao plano galáctico (100 < 2000 pc), da dispersão de velocidades ( km/s), da idade (< 10 9 anos a > anos), e um decréscimo da abundância média de metais por massa, (Z = ), além de diferenças na elipticidade das órbitas. Essa subdivisão é ainda usada, mas atualmente é necessário, muitas vezes, um detalhamento ainda maior. Os critérios usados na classificação das populações estelares estão diretamente relacionados com os processos de formação e evolução das galáxias, em geral, e da nossa Galáxia, em particular, fornecendo, portanto, pistas observacionais para o estudo desses processos. Tabela 5.1 Pop. II Disco Pop. I Objetos subanãs Pop. II halo aglom. glob. RR Lyr P > 0,4d Estrelas v > 30 km/s LPV, P < 250d weak-line RR Lyr P < 0,4d Estrelas A Pop. I velha strong-line dme Gás Pop. I ext. supergig. cefeidas Altura (pc) concent. forte forte forte fraca fraca σ z (km/s) vel. rot. (km/s) Z/Zo 0,1 0,25 0,5 0,75 1,0 idade velha (~ t u ) velha (~ t u ) interm. (~ t u ) jovem (<< t u ) muito jovem (<< t u ) galáxias E E Bojos S. discos S. Irr A tabela mostra, esquematicamente, as diferentes populações estelares observadas na Galáxia, considerando 5 tipos. Nesta tabela, os principais critérios utilizados na diferenciação são: a escala de altura média z em relação ao plano galáctico, geralmente medida em pc; a intensidade

13 98 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 da concentração ao centro da galáxia, podendo ser forte ou fraca; a dispersão de velocidades em relação à direção perpendicular ao plano, geralmente medida em km/s; a participação no movimento de rotação galáctica, que pode ser medida pela componente da velocidade de rotação em km/s; a metalicidade Z média, que pode ser medida em relação à metalicidade solar Z, e, principalmente, a idade típica, que pode ser comparada com a idade do Universo, t u. Outro parâmetro que pode ser usado é a forma da órbita: os objetos mais jovens têm em geral órbitas circulares, próximas ao plano galáctico, ao passo que os mais velhos têm órbitas mais elípticas, alcançando maiores alturas em relação ao plano. A última linha da tabela mostra uma possível extensão do conceito de populações estelares a outras galáxias Propriedades Cinemáticas: Disco e Halo Na parte 5.1 desta aula, vimos detalhadamente os movimentos dos objetos no plano galáctico, essencialmente, o movimento de rotação em torno do centro galáctico. As órbitas desses objetos não são exatamente circulares, havendo alguns desvios do movimento de rotação e diferenças entre as curvas medidas em diferentes posições na Galáxia. Por exemplo, é bem conhecida uma anisotropia entre as curvas de rotação dos hemisférios norte e sul galácticos, causada por não uniformidades na distribuição da matéria nessas regiões. O disco galáctico também não é completamente homogêneo, no sentido de que sua espessura é a mesma em todas as distâncias galactocêntricas, como seria de se esperar para uma cilindro perfeitamente homogêneo. São observadas algumas distorções, ou warps, que são enrugamentos no disco Galáctico detectados a partir de observações na linha de 21 cm. Nas extremidades do disco, o gás se espalha por alturas da ordem de 600 pc, muito maiores do que a espessura nas regiões mais internas do disco. Como vimos, os principais componentes da Galáxia são o bojo, o disco (fino e espesso) e o halo. Na Figura 5.9, podemos observar as órbitas mais achatadas dos objetos do disco fino, com uma inclinação maior para os objetos do disco espesso e, principalmente, do halo, de modo que esses últimos atingem grandes alturas em relação ao plano galáctico. Neste diagrama, usamos a seguinte notação para as velocidades: V para o movimento de rotação no plano, U para um movimento no plano perpendicular à direção da rotação, ou seja, um desvio do movimento circular, e W para o movimento perpendicular ao plano. No contexto das populações estelares, bojo e halo são estruturas mais velhas, ao passo que o disco fino e espesso são mais jovens. 5 A Cinemática da Via Láctea

14 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 99 Naturalmente, podemos associar as populações estelares na Galáxia a esses quatro componentes. Por exemplo, usando como indicador de metalicidade o índice [Fe/H], que mede essencialmente a abundância de metais (seção 5.2.3), temos tipicamente: [Fe/H] 0.6 para o disco fino; 1 < [Fe/H] 0.6 para o disco espesso; 1.5 < [Fe/H] 1.0 para o bojo; e [Fe/H] 1.0 para o halo. Esta separação em termos da metalicidade é essencial para o estudo da evolução química da Galáxia O Bojo Galáctico Figura 5.9: Movimentos dos objetos do disco fino, disco espesso e halo. / Fonte: C. Chiappini. Ao contrário de outras galáxias, como Andrômeda, o bojo de nossa Galáxia não pode ser observado com muitos detalhes, por causa da extinção interestelar em sua direção. Em imagens profundas pode ser visto que na região central da Galáxia, na direção de Sagittarius, há uma grande concentração de estrelas, muitas vezes maior que na vizinhaça solar. Próximo ao centro, a densidade das estrelas alcança cerca de 10 5 estrelas por parsec cúbico, de modo que sua separação média é muito menor que na vizinhança solar. Este fenômeno é também observado em outras galáxias, e está relacionado com o processo de formação da Galáxia. Como observado por Baade em Andrômeda, há um grande número de estrelas frias e avermelhadas, levando a uma emissão significativa na parte infravermelha do espectro. Na região central, pode ser

15 100 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 observada uma intensa fonte rádio, Sagittarius A. As velocidades de rotação no anel interno desta fonte sugere que o objeto responsável pela emissão é um objeto compacto, com uma massa da ordem de 10 6 M. Assim como em outras galáxias, acredita-se que a nossa Galáxia contenha em seu interior um buraco negro supermassivo. Outras evidências recentes têm sido obtidas nesse sentido, tanto do ponto de vista cinemático quanto em termos de emissão de energia Abundâncias Químicas O Sistema Solar A abundância média dos principais elementos químicos no sistema solar é mostrada na Tabela 5.2. As abundâncias são dadas por número de átomos, definidas por ( ) ( ) Χ = log nχ n H onde n X e n H são as densidades volumétricas dos elementos X e H, respectivamente. Nesse caso, a abundância do H é igual a 12, a do hélio é igual a 10.99, ou seja, cerca de dez por cento da abundância do H, e a do oxigênio é igual a 8.87, ou seja, n O /n H = = 1/1350. As abundâncias dadas são medidas na fotosfera solar e em meteoritos. Em alguns casos, colocados entre colchetes, os dados vêm de outras fontes, como as camadas mais externas da atmosfera solar (cromosfera, região de transição, coroa e vento solar). As incertezas típicas são da ordem de 25%, sendo geralmente mais altas para os dados fotosféricos do que nos meteoritos. Nos melhores casos, as incertezas alcançam cerca de 10%. Dados entre parênteses são mais incertos. Estas abundâncias são às vezes chamadas abundâncias cósmicas ou abundâncias solares e correspondem a estimativas para todo o sistema solar. Provavelmente, um nome mais correto seria abundâncias standard ou abundâncias padrão. Pode-se notar certa convergência entre as abundâncias medidas no Sol e as medidas nos meteoritos ao longo dos anos. 5 A Cinemática da Via Láctea

16 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Tabela 5.2 Z Fotosfera Meteoritos Z Fotosfera Meteoritos 1 H Mo 1.92 ± ± He [10.99 ± 0.035] 44 Ru 1.84 ± ± Li 1.16 ± ± Rh 1.12 ± ± Be 1.15 ± ± Pd 1.69 ± ± B (2.6 ± 0.3) 2.79 ± Ag (0.94 ± 0.25) 1.24 ± C 8.55 ± Cd 1.77 ± ± N 7.97 ± In (1.66 ± 0.15) 0.82 ± O 8.87 ± Sn 2.0 ± (0.3) 2.14 ± F [4.56 ± 0.3] 4.48 ± Sb 1.0 ± (0.3) 1.03 ± Ne [8.08 ± 0.06] 52 Te 2.24 ± Na 6.33 ± ± I 1.51 ± Mg 7.58 ± ± Xe 2.23 ± Al 6.47 ± ± Cs 1.13 ± Si 7.55 ± ± Ba 2.13 ± ± P 5.45 ± (0.04) 5.53 ± La 1.17 ± ± S 7.33 ± ± Ce 1.58 ± ± Cl [5.5 ± 0.3] 5.28 ± Pr 0.71 ± ± Ar [6.52 ± 0.10] 60 Nd 1.50 ± ± K 5.12 ± ± Sm 1.01 ± ± Ca 6.36 ± ± Eu 0.51 ± ± Sc 3.17 ± ± Gd 1.12 ± ± Ti 5.02 ± ± Tb (-0.1 ± 0.3) 0.35 ± V 4.00 ± ± Dy 1.14 ± ± Cr 5.67 ± ± Ho (0.26 ± 0.16) 0.51 ± Mn 5.39 ± ± Er 0.93 ± ± Fe 7.50 ± ± Tm (0.00 ± 0.15) 0.15 ± Co 4.92 ± ± Yb 1.08 ± (0.15) 0.96 ± Ni 6.25 ± ± Lu (0.76 ± 0.30) 0.13 ± Cu 4.21 ± ± Hf 0.88 ± (0.08) 0.75 ± Zn 4.60 ± ± Ta ± Ga 2.88 ± (0.10) 3.13 ± W (1.11 ± 0.15) 0.69 ± Ge 3.41 ± ± Re 0.28 ± As 2.37 ± Os 1.45 ± ± Se 3.38 ± Ir 1.35 ± (0.10) 1.37 ± Br 2.63 ± Pt 1.8 ± ± Kr 3.23 ± Au (1.01 ± 0.15) 0.87 ± Rb 2.60 ± (0.15) 2.41 ± Hg 1.17 ± Sr 2.97 ± ± Tl (0.9 ± 0.2) 0.83 ± Y 2.24 ± ± Pb 1.95 ± ± Zr 2.60 ± ± Bi 0.71 ± Nb 1.42 ± ± Th 0.09 ± U (< -0.47) ± 0.04

17 102 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 Normalmente, os astrofísicos chamam de elementos leves o H, He, Li, Be e B, e de metais todo o resto. Por isso, a abundância dos elementos mais pesados a partir do C é geralmente chamada de metalicidade. Os dados da tabela são particularmente úteis para comparar modelos de estrelas com diferentes idades ou metalicidades. Em particular, são geralmente determinadas para esses modelos as frações de massa X, Y e Z de H, He e elementos pesados, respectivamente, tal que X + Y + Z = 1. Com os dados da tabela, obtemos X = 0.706, Y = 0.276, Z = e Z/X = Podemos notar ainda que os elementos C, N e O correspondem a cerca de 70% da metalicidade do Sol. O valor Z = 0.02 é frequentemente usado como valor de referência para a metalicidade solar. A metalicidade das estrelas pode também ser medida em relação à metalicidade solar, usando como indicador a abundância de Fe. Da tabela vemos que ε(fe) = log (n Fe /n H ) + 12 = Podemos então definir a metalicidade [Fe/H] de uma estrela por [ Fe H] log( n n ) log( n n ) = Fe H - Fe H 5.8 Portanto, um objeto com [Fe/H] = 0 tem ε (Fe) = 7.5, enquanto [Fe/H] = 1.0 corresponde a (Fe) = 6.5. As abundâncias médias do sistema solar são mostradas também na Figura 5.10 em função do número atômico Z. Na figura estão assinalados alguns dos principais processos de formação dos elementos químicos e os elementos formados correspondentes, como a queima de H, C, O e Si, os processos s e r, que são processos que envolvem a captura de nêutrons. Figura 5.10: Abundâncias solares. 5 A Cinemática da Via Láctea

18 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Distribuição de Metalicidades A distribuição de metalicidades das estrelas anãs G da vizinhança solar é relativamente bem conhecida, sendo um dos principais vínculos dos modelos de evolução química da Galáxia. Estas estrelas têm massas m 1 M e tempos de vida t t 1, onde t 1 é a idade da Galáxia, isto é, todas as estrelas deste tipo já nascidas não completaram ainda seus estágios evolutivos, de modo que sua distribuição de metalicidades reflete fielmente a evolução química do disco desde sua formação. Resultados recentes sobre a distribuição de metalicidades indicam diferentes comportamentos para o disco, o bojo e o halo galácticos. Para o halo, a principal diferença em relação ao disco está no fato de que o máximo da distribuição de metalicidades está bastante deslocado para metalicidades mais baixas, cerca de [Fe/H] = 1.8 em R = R 0, em comparação ao valor [Fe/H] = para o disco. Finalmente, para o bojo, a distribuição de metalicidades é bastante larga, com um intervalo de < [Fe/H] < Relação Idade-Metalicidade O enriquecimento constante do meio interestelar com os produtos da nucleossíntese estelar sugere que, em princípio, a metalicidade média do disco galáctico deve aumentar com o tempo, produzindo uma relação idademetalicidade. A idade do disco galáctico está no intervalo de Gano, com um valor médio de 13 Gano, e o Sol tem uma escala de tempo na sequência principal t = 10 Gano. As metalicidades Figura 5.11: Um exemplo da relação idade-metalicidade para a Galáxia. são geralmente medidas tomando como índice a abundância do Fe em relação ao Sol, de acordo com a definição (5.2). A relação idade-metalicidade é obtida a partir da observação de grandes amostras de estrelas, para as quais são em geral medidas as abundâncias por métodos fotométricos ou espectroscópicos, e determinadas as idades com o uso de modelos teóricos. Um exemplo da relação idade-metalicidade no disco Galáctico é mostrado na Figura 5.11.

19 104 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 A relação idade-metalicidade apresentada é válida para o disco e a vizinhança solar. Para as regiões mais externas do disco, aglomerados abertos e para o halo, há evidências de variações nesta relação, mas não está claro se essas variações são significativamente maiores que a dispersão observada na vizinhança solar. Além disso, existe uma controvérsia com relação à dispersão real dos resultados, que pode variar de um fator de 1.4 a 2.5, segundo a fonte escolhida. De fato, a determinação de uma relação idade-metalicidade e da dispersão intrínseca continua sendo um problema em aberto Abundâncias Relativas: Elementos Alfa O Fe é produzido essencialmente nas supernovas de tipo Ia, formadas por estrelas menos massivas e, portanto, com tempos de evolução na sequência principal mais lentos, da ordem de t sp = ano. Os elementos-α, como o O, Ne, Mg, Si e S, ao contrário, são produzidos principalmente nas supernovas de tipo II, formadas por estrelas mais massivas, de evolução mais rápida, com t sp = ano. Isto implica um atraso na produção de Fe, de modo que a razão [α/fe] deve ser maior nas épocas iniciais da Galáxia, quando a metalicidade medida pelo índice [Fe/H] era menor, podendo ser usada como um relógio cósmico. Esta relação fornece um vínculo importante para os modelos de evolução química. Além das relações mencionadas envolvendo as abundâncias das estrelas e do meio interestelar, outras relações importantes podem ser mencionadas, como a distribuição radial de abundâncias, ou gradientes radiais e verticais, a relação entre as abundâncias de He e dos elementos pesados etc. Estas relações são também frequentemente observadas em outras galáxias de disco, de modo que devem refletir características fundamentais do processo de formação e evolução das galáxias. 5.3 Formação de Estrelas As nuvens moleculares gigantes (GMC, de Giant Molecular Clouds) são verdadeiros berçários de estrelas, onde objetos jovens e brilhantes estão imersos em nuvens de gás e poeira. Vimos alguns exemplos desses objetos no início desta disciplina. Além disso, pode ser observada a emissão de CO em comprimentos de onda de rádio, característica de nuvens moleculares associadas à formação de estrelas. Entretanto, a teoria da formação estelar a partir do colapso e fragmentação dessas nuvens ainda tem muitos pontos obscuros, e a formação estelar é, de fato, o estágio menos conhecido no estudo da evolução das estrelas. 5 A Cinemática da Via Láctea

20 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Colapso e Fragmentação A complexidade do problema da formação estelar pode ser avaliada pela simples comparação das dimensões e massas das nuvens moleculares e das estrelas. As GMC têm dimensões maiores ou da ordem de 5 pc e massas acima de 104 M, enquanto uma estrela tem raios da ordem de cm e massas da ordem da massa solar, isto é, as densidades médias das estrelas são 20 ordens de grandeza maiores do que as das nuvens. A idéia básica da formação estelar, proposta na década de 1950, considera que estágios sucessivos de fragmentação e colapso são eficientes para reduzir as massas das nuvens moleculares até as dimensões estelares. Este processo é denominado fragmentação hierárquica, e é influenciado pelas condições físicas da nuvem, como sua massa e dimensões, pela presença de campos magnéticos, rotação, não-homogeneidades, emissão de radiação e pelos diversos processos de aquecimento e resfriamento do gás interestelar. A emissão da radiação tem um papel essencial, uma vez que, durante o colapso, a temperatura das regiões centrais aumenta e parte do excesso de energia deve ser perdida sob a forma de radiação para que o colapso prossiga. A fragmentação da nuvem torna esse processo mais eficiente, de modo que as subunidades menores são capazes de colapsar em escalas de tempo mais curtas. O processo continua até a formação de uma estrutura muito densa e opaca, na qual a temperatura é suficientemente alta para a ignição de reações termonucleares. A energia produzida é, em última análise, responsável pelo gradiente de pressão que equilibra a atração gravitacional da massa de gás, formando um objeto em equilíbrio hidrostático. Do ponto de vista observacional, diversos objetos estelares jovens (YSO, de young stellar objects) são identificados, geralmente associados com o gás e a poeira interestelares. Além das estrelas O, B jovens, outros exemplos são as T Tauri e os objetos Herbig-Haro, com a presença de jatos e outras estruturas dinâmicas. Observações da emissão de CO revelam a existência de aglomerações (clumps) dentro das nuvens moleculares gigantes, com massas abaixo de 100 M, identificadas como novas estrelas em processo de formação. O processo de colapso gravitacional e fragmentação leva à formação de objetos estelares com massas dentro do intervalo observado, desde M = 100 M até M = 0.01 M, aproximadamente. Estas estrelas, em escalas de tempo que variam de milhões a vários bilhões de anos, completam suas trajetórias evolutivas e devolvem, finalmente, parte ou toda a matéria de que são constituídas ao meio interestelar de onde vieram.

21 106 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Instabilidade e Formação Estelar As estrelas se formam a partir de nuvens interestelares, por um processo de instabilidade gravitacional que leva à contração da nuvem, até que as regiões centrais atinjam densidades e temperaturas suficientes para a ignição das reações nucleares. Para uma nuvem homogênea, infinita e em repouso, as instabilidades levam à contração gravitacional, se as perturbações aplicadas tiverem um comprimento de onda L, superiores ao comprimento de Jeans, L J π Gρ 1 2 c s 5.9 onde G é a constante gravitacional, ρ é a densidade do gás e c s é a velocidade isotérmica do som no meio, que é proporcional a (P/ρ) 1/2 ou T 1/2, onde P é a pressão do gás e T, sua temperatura. Aplicando essa condição a uma nuvem esférica, podemos mostrar que a massa envolvida deve ser superior à massa de Jeans, MJ 1, Τ ρ µ M 5.10 onde T é a temperatura do gás em K, ρ é a densidade em g/cm 3, e µ é o peso molecular médio. Nesse caso, a instabilidade se propaga, havendo a formação de um objeto colapsado em uma escala de tempo da ordem do tempo de queda livre t ql, isto é, o colapso é essencialmente controlado pela gravidade. Esse tempo pode ser estimado por t ql ρ 5.11 onde ρ está novamente em g/cm 3 e t ql em anos. Em uma nuvem interestelar com T ~ 100 K, µ ~ 1 e n ~ 1 cm -3, obtemos M J ~ 10 5 M e t ql ~ 10 8 anos, isto é, as massas são da ordem das massas dos aglomerados globulares e das nuvens moleculares gigantes. À medida que o colapso se processa, a densidade aumenta e tanto M J como t ql decrescem. Por exemplo, considerando uma região com T ~ 50 K, µ ~ 1 e n ~ 10 6 cm -3, obtemos M J ~ 40 M e t ql ~ 10 4 anos. Neste caso, a região que sofre um colapso pode tornar-se, efetivamente, uma única estrela. 5 A Cinemática da Via Láctea

22 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo A aplicação das Equações 5.9 e 5.10 às condições interestelares mostra que as nuvens que se condensam têm massas muito superiores às massas das estrelas normais. Portanto, foram desenvolvidos modelos de formação estelar que incluem a fragmentação das nuvens originais, para levar à formação de objetos com as massas estelares usuais. Nesse caso, à medida que a nuvem colapsa, fragmentos dessa nuvem tornam-se instáveis e colapsam mais rapidamente que a nuvem original. A fragmentação termina quando a massa dos fragmentos é da ordem da massa das estrelas Rotação e Momento Angular Um objeto de massa M, raio R, girando com uma velocidade v, tem um momento angular dado pelo produto MRv. Uma nuvem interestelar que sofre colapso para formar estrelas deve conservar seu momento angular, isto é, ele não deve se alterar no processo. Vamos supor uma nuvem com um raio da ordem de R 1 = 0.1 pc e massa da ordem de uma massa solar, M = 1 M, condição necessária para formar uma estrela do tipo do Sol. Supondo que a nuvem tenha uma velocidade baixa no equador, da ordem de v 1 = 1 km/s, pela conservação do momento angular temos Mv1R 1 Mv2R ou seja, v 2 = v 1 R 1 / R 2 = km/s, que é maior que a velocidade da luz. Portanto, a protoestrela deve perder parte do momento angular antes de chegar até a fase de sequência principal. Uma solução para este problema é a hipótese de formação de discos e anéis, que se condensam formando estruturas que transportem parte do momento angular original. Um problema semelhante ocorre com o campo magnético. Considerando um campo original da ordem de 10-6 gauss, que é o valor médio do campo observado no meio interestelar, pela conservação do fluxo magnético pela estrela em colapso, o campo magnético resultante seria também muito alto, cerca de 10 9 gauss para o caso do Sol, muito maior que o campo observado. Portanto, a solução do problema envolve também a difusão do campo magnético, assim como do momento angular. Evidências observacionais de objetos estelares jovens confirmam essas características.

23 108 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo A Função de Massa Inicial (IMF) A formação estelar em uma dada região permite formar estrelas com massas diferentes, com um máximo da ordem de 100 M, segundo indicam observações em aglomerados de estrelas. Entretanto, a distribuição das massas está longe de ser homogênea, pois formam-se muito mais estrelas de massas pequenas ou intermediárias (abaixo de 3 massas solares aproximadamente) do que estrelas massivas e brilhantes. Esta condição pode ser expressa por meio da IMF ou initial mass function, a distribuição das massas das estrelas ao nascer. Há ainda muita discussão sobre a natureza da IMF e sua aplicabilidade em regiões diferentes da mesma galáxia ou em galáxias diferentes. Entretanto, as diversas formulações existentes concordam com a descrição acima, estabelecida por volta de 1955 por Salpeter, que propôs uma IMF em lei de potência. Em princípio, a obtenção da IMF é simples. Podemos observar a distribuição das estrelas com uma dada luminosidade. Esta função é uma função de luminosidade, que pode ser convertida em uma função de massa, lembrando que estrelas menos massivas são menos brilhantes e estrelas mais massivas são mais brilhantes, como podemos observar, por exemplo, na sequência principal do diagrama HR. A função resultante reflete a distribuição atual das massas das estrelas, sendo chamada PDMF (de present day mass function). Ela difere da IMF, pois as estrelas mais massivas vivem menos, ao passo que as menos massivas vivem mais. Assim, a fração de estrelas massivas observadas hoje deve ser menor do que na distribuição original. Para obter esta distribuição, que é a IMF, é então necessário corrigir a PDMF para compensar as estrelas que já evoluíram e não são mais observadas. Isto pode ser feito considerando um modelo para a evolução das estrelas, e o resultado está ilustrado na Figura Nesta figura, a ordenada é a função (m), ou seja, a IMF. Vemos que para massas pequenas as duas funções (IMF e PDMF) são indistinguíveis, mas para massas maiores a IMF é maior que a PDMF. Figura 5.12: Um exemplo da função de massa inicial (IMF) e da função de massa atual (PDMF). 5 A Cinemática da Via Láctea

24 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo A Taxa de Formação Estelar (SFR) Além da IMF, precisamos conhecer também a taxa de formação estelar SFR (de star formation rate), que é essencialmente a massa total de estrelas formadas por unidade de tempo. Em geral, consideramos a IMF como uma função dependente apenas da massa das estrelas, enquanto a taxa de formação estelar é considerada apenas como uma função do tempo, ou eventualmente admitida como constante. A dependência em relação à massa é transferida para a função de massa inicial, que geralmente é considerada constante no tempo. Figura 5.13: Variação temporal da taxa de formação estelar na Galáxia. Na vizinhança solar, consideramos normalmente as estrelas projetadas em uma coluna com 1 pc 2 de área, de modo que as unidades da taxa de formação estelar são M pc -2 Gano -1 e não M Gano -1. Portanto, a taxa de formação estelar y (t) corresponde à massa de estrelas formadas por pc 2 por Gano. Esta função pode ser obtida por diversos métodos, como o limite de Oort, contagens estelares, medidas da emissão do gás em Hα etc. Determinações da SFR local a partir de diversos métodos baseados na PDMF observada levam a valores da ordem de 2-10 M pc -2 Gano -1. A SFR é frequentemente considerada constante na Galáxia, mas diversos trabalhos têm sugerido a existência de bursts, ou surtos de formação estelar. De acordo com trabalhos recentes (ver Figura 5.13), houve pelo menos 3 surtos na Via Láctea e um deles há cerca de 5 bilhões de anos, que levou à formação do Sistema Solar.

25 110 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Formação e Evolução da Galáxia O estudo da formação e evolução da Galáxia começa, na realidade, pelas considerações sobre a formação do universo, uma vez que após o Big Bang se iniciou um resfriamento geral enquanto o universo se expandia. Estruturas começaram a se formar a partir de não homogeneidades, e uma delas eventualmente se tornou a Via Láctea. Nesta parte do curso, nosso objetivo será mais modesto. Vamos considerar alguns aspectos básicos sobre a formação de galáxias, em especial as galáxias espirais com aplicação à Galáxia Formação da Galáxia O conceito de populações estelares é consistente com um colapso inicial rápido na Galáxia, quando foi formada a componente esferoidal (halo) e a condensação central (bojo). Como as estrelas se formam a partir do gás interestelar, pode-se concluir que a formação estelar no halo é atualmente limitada pela escassez de gás e poeira naquela região. Dotada de um movimento de rotação, a nebulosa pregaláctica sofreu um segundo colapso em direção ao plano galáctico, dando origem ao disco, com suas populações mais jovens, e explicando, portanto, as diferenças de distribuição espacial e metalicidade observadas entre o halo e o disco. Após a formação do disco, perturbações de origem gravitacional, possivelmente complicadas por forças magnéticas, deram origem à estrutura espiral. Adotando um valor da ordem de anos para a idade do Universo, o que é compatível com as velocidades observadas de recessão das galáxias, vemos que a formação da Galáxia deve ter sido iniciada há, aproximadamente, anos. Os objetos de população II do halo, como os aglomerados globulares, foram os primeiros a serem formados, com idades tipicamente de anos. É possível que tenha sido formada uma geração anterior de estrelas, ditas de população III, embora não existam provas inequívocas de sua existência. Em seguida, foram formados objetos do núcleo, com idades semelhantes aos do halo. Finalmente, ocorreu a formação do disco, cuja contração teve lugar em uma escala de tempo caracterizada pelo tempo de queda livre, que é da ordem de anos. A contração do disco em direção ao núcleo foi impedida pelo movimento de rotação associado à nebulosa protogaláctica. A formação de estrelas no disco ocorre até hoje, de modo que podemos distinguir, 5 A Cinemática da Via Láctea

26 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo nesta região, objetos com idades diferentes. Por exemplo, podemos observar aglomerados galácticos com idades de anos não muito distantes do Sol, cuja idade é da ordem de anos, além de nebulosas planetárias, formadas a partir de estrelas ainda mais velhas. As diferenças na composição química das populações estelares da Galáxia ajustam-se também a este esquema. No chamado modelo padrão, foram inicialmente formados os elementos leves D, 3 He, 4 He, e 7 Li. Os elementos pesados, como C, N, O etc., tiveram sua origem no interior das estrelas, isto é, só começaram a ser sintetizados após a formação da primeira geração de estrelas. Em consequência, os objetos mais velhos do halo (população II) devem ter baixo conteúdo de elementos pesados, o que é confirmado pelas observações. À medida que a evolução se processa, o gás enriquecido é devolvido ao meio interestelar pelas supernovas, nebulosas planetárias e outros processos de perda de massa, de modo que os objetos mais jovens apresentam maior abundância de elementos pesados. As estrelas do halo têm altas dispersões de velocidades, e são pobres em metais por um fator da ordem de 10 ou superior, em relação ao Sol. Desde o trabalho clássico de Eggen, Lynden-Bell e Sandage em 1962, este fato tem sido interpretado como evidência de que o halo se formou primeiro, antes que tivesse ocorrido o enriquecimento pelas mortes das estrelas massivas. Entretanto, esse cenário monolítico para a formação da Galáxia sofreu muitas modificações nos últimos 40 anos. Eggen e colaboradores analisaram as velocidades de uma amostra de estrelas anãs e compararam características de suas órbitas, como, por exemplo, as excentricidades e a quantidade de movimento angular, com parâmetros relacionados com a metalicidade. As abundâncias químicas ainda não eram determinadas com precisão, mas sabia-se que a metalicidade era inversamente correlacionada com o excesso de ultravioleta, isto é, quanto menor a abundância de metais maior o excesso de radiação ultravioleta, medida, por exemplo, pelo parâmetro δ (U B). Nesse trabalho, foi mostrado que as estrelas com maiores excessos de ultravioleta (ou menor abundância de metais) tinham órbitas mais elípticas, com maiores excentricidades (Figura 5.14). Em contraposição, as estrelas com pouco ou nenhum excesso de UV (ou maior metalicidade) moviam-se em órbitas quase circulares. Correlações semelhantes foram encontradas para a componente W da velocidade das estrelas e a escala de altura z, no sentido de que as maiores velocidades e escalas de altura estavam também associadas às metalicidades mais baixas. Portanto, estavam lançados os fundamentos para a divisão das estrelas em diferentes populações, com implicações sobre a formação da Galáxia: suas estrelas mais velhas devem ter sido formadas a partir de um gás caindo em direção ao centro

27 112 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 galáctico, colapsando a partir do halo sobre o plano, em uma escala de tempo relativamente curta, da ordem de 10 8 a 10 9 anos. Eggen e colaboradores mostraram, pela primeira vez, que existem correlações claras entre a composição química de estrelas individuais, a excentricidade de suas órbitas galácticas, sua quantidade de movimento angular, a altura que podem alcançar acima do plano galáctico, a velocidade perpendicular ao plano e a idade dos objetos galácticos. Um aspecto importante da formação da Galáxia, que distingue os modelos atuais dos modelos iniciais, refere-se aos processos de infall, ou queda de matéria no disco e no halo galácticos. Nossa galáxia faz parte de um sistema complexo de galáxias, o Grupo Local, que contém cerca de 40 galáxias de diferentes tipos. Parte do material dessas galáxias pode interagir com o gás da Galáxia, incrementando os processos de formação estelar. Recentemente, novos objetos pertencentes ao Grupo Local têm sido identificados, como a galáxia elíptica anã em Sagittarius, descoberta em 1994, ou a galáxia anã irregular em Canis Major, descoberta em 2003, e a interação desses objetos com a nossa galáxia tem sido uma importante área de pesquisa. Para as galáxias espirais, como a Via Láctea, as propriedades que devem ser explicadas incluem a existência das componentes bojo-disco, o maior conteúdo gasoso e a sequência na classificação de Hubble. O disco implica processos de dissipação, de onde se infere que os processos gasosos são dominantes. Num primeiro estágio, a taxa de formação estelar é mais rápida, formando a componente esferoidal. Mais tarde, já com uma taxa mais lenta, forma-se o disco. Neste caso, é maior o efeito das condições ambientais. Ocorre uma queda de matéria sobre o disco já formado (infall), que afeta a razão bojo/disco. Este gás cai segundo taxas da ordem de 1 M /ano, em escalas de tempo longas, maiores ou da ordem de anos. Este processo tem grande importância para a evolução das galáxias de disco, como a nossa, em particular, na solução do problema das anãs G, na obtenção de gradientes radiais de abundância, e também no cálculo da razão de enriquecimento entre o hélio e os elementos pesados. Figura 5.14: Variação do excesso de ultravioleta com a excentricidade das órbitas das estrelas. 5 A Cinemática da Via Láctea

28 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo O estudo do bojo foi tradicionalmente prejudicado pela extinção, o que vem sendo modificado por estudos recentes na faixa do infravermelho (Isogal, Denis) e raios X (Chandra). Como resultado, a visão tradicional de um bojo velho e rico em metais está sendo alterada, com indicações de uma formação estelar mais recente, evidenciada por uma população de idade intermediária e mesmo jovem. De fato, a distribuição de metalicidade do bojo não parece se distinguir muito daquela apresentada pelo disco, com base, por exemplo, nas medidas de O/H em nebulosas planetárias. Da mesma forma, a origem dos discos fino e espesso não está contemplada no modelo clássico de Eggen e colaboradores, necessitando de uma abordagem mais abrangente. Uma evidência nessa direção pode ser observada na variação da escala de altura para estrelas com diferentes magnitudes ou massas. Nesta relação, podemos observar uma separação entre objetos mais massivos, brilhantes, jovens e colados ao disco, em contraposição aos objetos menos massivos, menos brilhantes, mais velhos e mais distantes do plano, consistente com a ideia de uma separação entre os discos fino e espesso. Figura 5.15: Abundância de oxigênio relativa ao ferro em função da metalicidade. Além do modelo clássico de Eggen, também denominado modelo de caixa fechada (closed box), há o modelo alternativo de captura de fragmentos de Searle e Zinn e muitos outros modelos mais recentes, geralmente postulando a presença de episódios de queda de matéria para formar inicialmente as populações do halo e do bojo, e em seguida as do disco. No modelo de C. Chiappini e colaboradores, um duplo infall forma inicialmente o halo e o bojo, formando-se em seguida o disco, com uma queda contínua de matéria. Neste modelo, como

29 114 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 em outros modelos recentes, uma das relações básicas que envolvem as abundâncias químicas pode ser explicada naturalmente. Trata-se da relação entre as abundâncias de [O/Fe] em função da metalicidade [Fe/H], onde os parênteses se referem a medidas em relação ao Sol. Como pode ser visto na Figura 5.15, para baixas metalicidades, ou objetos mais velhos, a razão [O/Fe] é essencialmente constante, enquanto para metalicidades mais altas, próximas da solar, a razão [O/Fe] decresce. Na primeira parte, a contribuição das supernovas para a formação do oxigênio aumenta sua abundância, enquanto a metalicidade aumenta, de modo que a razão entre as duas permanece essencialmente constante. Na segunda parte, entram em ação as estrelas menos massivas, que produzem Fe, o que aumenta ainda mais a razão [Fe/H], decrescendo a razão mostrada no eixo vertical da figura. Em outras palavras, o atraso na produção do ferro pelas estrelas menos massivas, basicamente supernovas de tipo Ia, é responsável pelo comportamento da relação das abundâncias. A primeira parte é coincidente com as abundâncias do halo e disco espesso, enquanto a segunda parte constitui o disco fino, onde se localiza o Sistema Solar. Outro vínculo importante, também mencionado na seção 5.2 do curso, a razão idade-metalicidade pode também ser explicada com detalhes por modelos recentes, como ilustrado na Figura Evolução de Galáxias: Evolução Química A evolução da Galáxia compreende a evolução dinâmica e a evolução química. Para as galáxias mais distantes, podemos também considerar a evolução das propriedades fotométricas, as quais devem ser em princípio, relacionadas com a evolução das propriedades físicas dessas galáxias. Estes três aspectos evolutivos estão correlacionados e ocorrem ao mesmo tempo em um determinado objeto, embora sejam geralmente estudados de maneira mais ou menos independente. Em particular, a evolução química da Galáxia estuda a composição química das estrelas, gás etc., em termos da produção dos elementos pelas estrelas e do processo de ejeção e mistura dos elementos no meio interestelar. Seus objetivos incluem o estudo das distribuições de abundâncias dos elementos, variações de metalicidade em função da idade e posição no sistema, gradientes e variações nas abundâncias relativas dos elementos pesados etc. Um esquema da evolução química da Galáxia é mostrado na Figura Note-se a presença inicial do Big Bang, no qual ocorreu a nucleossíntese primordial, e a posterior formação da Galáxia, em particular do halo e do disco, em épocas diferentes. 5 A Cinemática da Via Láctea

30 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Os modelos de evolução química devem satisfazer a uma série de vínculos de natureza observacional. Em princípio, os vínculos observacionais devem ser independentes de hipóteses sobre a natureza dos modelos, mas, na prática, o estabelecimento destes vínculos tem suas próprias incertezas, sendo também objeto de pesquisa. Assim, pode eventualmente ocorrer alguma confusão, e alguns autores usam as expressões vínculos e ingredientes como sinônimos. Além disso, devido às incertezas no estabelecimento dos vínculos observacionais, a adoção de um ou outro em determinado modelo e seus pesos relativos podem variar bastante para pesquisadores diferentes. Figura 516: Esquema da evolução química da Galáxia.