Autores: Vinicius M. Placco, Felipe Almeida-Fernandes, Erika M. Holmbeck et al.
Instituição do primeiro autor: NSF’s NOIRLab, EUA
Status: aceito pelo ApJ [acesso aberto]
Você já olhou para a tabela periódica e se perguntou de onde vêm cada elemento? Quase todo o hidrogênio, hélio e parte do lítio presentes no Universo foram formados nos primeiros três minutos após o Big Bang. A maioria dos outros elementos (que, para simplificar, astrônomos chamam de metais) foram criados a partir de reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas. Elementos até o ferro são formados simplesmente a partir da fusão de elementos mais leves. Para elementos mais pesados que ferro, que são normalmente instáveis, processos mais complicados estão envolvidos.
Cerca de metade desses elementos mais pesados são criados por um processo lento e gradual de captura de nêutrons (chamado processo s, para slow, lento em inglês) que ocorre no interior de estrelas de baixa massa ao longo de sua longa evolução. Outros elementos são criados em eventos extremos, como a explosão que ocorre no fim da vida de uma estrela massiva (veja a Figura 1 para uma visão geral da origem dos elementos). Um evento energético como esse levaria os nêutrons a bombardearem rapidamente um núcleo menos pesado, formando elementos mais pesados. Esta captura rápida de nêutrons é chamada de processo r (r de rápido). Esses elementos pesados, produzidos pelas estrelas, gradualmente enriquecem o gás que as rodeia, levando a formação de novas gerações de estrelas com diferentes composições.
O estudo dos elementos criados pelos processos s e r, em particular, pode fornecer informações valiosas sobre as condições do Universo em diferentes épocas. Em outras palavras, se obtivermos espectroscopia de alta resolução de uma estrela e mapearmos a abundância de todos os elementos, isso fornece informação sobre os eventos que ocorreram antes da formação desta estrela e enriqueceram a nuvem da qual ela se formou. No artigo de hoje, os autores tentaram compreender como as estrelas se formaram no halo da Via Láctea, recriando um cenário de formação com base nas impressões digitais deixados no espectro de alta resolução de uma estrela no halo da Via Láctea.
Recriando o cenário de formação
A abundância química de uma estrela pode ser determinada a partir da identificação de linhas de absorção no espectro da estrela. Se um elemento específico estiver presente, ele absorverá a radiação do núcleo quente que passa pela atmosfera estelar mais fria em um comprimento de onda característico. A quantidade de luz que é absorvida, ou a profundidade da linha de absorção, pode ser usada para determinar a quantidade do elemento que está presente na estrela.
Analisando a abundância dos elementos mais leves (número atômico Z<38), os autores notaram que a estrela é pobre em ferro (Z=26), mas rica em elementos mais pesados (26<Z<38), em comparação com valores padrão determinados usando o Sol. Este não seria o caso se a estrela tivesse se formado a partir de uma única nuvem de gás, que deveria mostrar enriquecimento similar para todos os elementos. Isto sugere que a estrela se formou a partir de uma nuvem de gás poluída por duas populações distintas.
As abundâncias obtidas para os elementos mais pesados indicaram que o processo primário envolvido no enriquecimento da nuvem que gerou esta estrela é o processo r e não o s. Isto não é incomum para estrelas no halo galáctico, que é uma população velha. Os elementos do processo s são formados perto do fim da vida de estrelas de baixa massa, que ainda estariam no começo da sua evolução quando as estrelas mais velhas do halo se formaram. Por essa razão, mesmo elementos que podem ser formados pelo processos s são normalmente melhor explicados pelo processo r para estrelas do halo. No entanto, os autores descobriram que certos elementos, como o estrôncio e o ítrio, não concordam com os valores previstos de um processo r ou de um processo s (Figura 2). Outros elementos, como o bário, são superproduzidos, indicando contribuições dos dois processos, s e r. Eles também encontraram uma superabundância de tório, o que poderia indicar uma possível contribuição de mais de um evento causando o processo r. Em resumo, esta estrela é pobre em metais, mas com uma abundância elevada de elementos pesados produzidos pelo processo r.
A modelagem de possíveis cenários de formação sugere que os elementos mais leves foram provavelmente produzidos por uma estrela de baixa massa e sem metais que explodiu com baixa liberação de energia, uma propriedade característica das estrelas mais antigas da população III. Os elementos mais pesados, por sua vez, foram provavelmente formados a partir da fusão de duas estrelas de nêutrons, indicando que pelo menos duas populações progenitoras enriqueceram a estrela.
Circunstâncias misteriosas prevalecem
Por último, os autores estudaram as propriedades cinemáticas da estrela (como sua órbita e velocidades), exibidas na Figura 3. Eles notaram que a cinemática desta estrela não a conecta com nenhuma estrutura conhecida na Via Láctea. Isto indica que mecanismos distintos de formação de estrelas podem ocorrer no halo galáctico mesmo fora dessas subestruturas, que são conhecidas por suas características distintas que sugerem um evento de formação peculiar, como uma colisão entre galáxias. Devemos continuar a estudar estrelas semelhantes utilizando a espectroscopia de alta resolução para nos ajudar a compreender a formação de estrelas antigas no halo da Via Láctea.
Adaptado de Dusting for spectral fingerprints to determine the origins of stars in the Milky Way halo, escrito por Archana Aravindan.
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