Em astronomia e cosmologia física, a metalicidade (também chamada Z[1]) de um objeto é a proporção da sua matéria constituída de elementos químicos diferentes do hidrogênio e hélio. Como as estrelas, que se constituem na maior parte da matéria visível do universo, são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, os astrônomos usam por conveniência o termo genérico "metal" para descrever todos os outros elementos coletivamente. Assim, uma nebulosa rica em carbono, nitrogênio, oxigênio e neônio seria "rica em metais" em termos astrofísicos, embora esses elementos sejam não-metais na química. Este termo não deve ser confundido com a definição usual de "metal"; ligações metálicas são impossíveis no interior de estrelas, e as ligações químicas mais fortes só são possíveis nas camadas externas de estrelas frias tipos K e M. A química normal, portanto, tem pequena ou nenhuma relevância no interior estelar.
A metalicidade de um objeto astronômico pode fornecer uma indicação da sua idade. De acordo com a teoria do Big Bang, quando da criação do universo ele consistia quase que inteiramente de hidrogênio, o qual, pela nucleossíntese primordial, criou uma proporção de bom tamanho de hélio, apenas traços de lítio e berílio e nenhum elemento mais pesado. Portanto, as estrelas mais antigas têm metalicidades menores do que as estrelas mais jovens, como o nosso Sol.
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[esconder]Populações III, II e I[editar | editar código-fonte]
As populações de estrelas são categorizadas como I, II e III, e cada grupo tem conteúdo de metal decrescente e idade crescente. As populações foram denominadas na ordem em que foram descobertas, que é o inverso da ordem em que elas foram criadas. Assim, as primeiras estrelas no universo (baixo teor metálico) são da população III e as estrelas mais recentes (alta metalicidade) são da população I.
Enquanto as estrelas mais velhas possuem menos elementos pesados, o fato de que todas as estrelas observadas têm alguns elementos mais pesados apresenta-se como um quebra-cabeça. A atual explicação para isso propõe a existência, no início do universo, de estrelas hipotéticas da População III isentas de metal. Logo depois do Big Bang, sem metais, acredita-se que somente estrelas com massas centenas de vezes a do Sol poderiam ser formadas; perto do final das suas vidas, essas estrelas teriam criado os primeiros 26 elementos até o ferro na tabela periódica, por meio da nucleossíntese.
Os atuais modelos estelares mostram que, por causa da sua alta massa, as estrelas da População III teriam logo consumido o seu combustível e explodido em ‘’supernovas por produção de pares’’. Essas explosões teriam dispersado completamente o seu material, ejetando os metais por todo o universo, para serem incorporados nas gerações posteriores de estrelas que são observadas hoje. A alta massa das primeiras estrelas serve para explicar por que, até 2010, nenhuma estrela da População III foi encontrada. Como foram todas destruídas em supernovas no início do universo, estrelas da População III deveriam ser vistas somente em galáxias distantes cuja luz se originou muito mais cedo na história do universo, e a procura por essas estrelas ou o estabelecimento de sua não existência (com isso invalidando o modelo atual) é uma área ativa de pesquisas na astronomia. Estrelas massivas demais para produzir supernovas por produção de pares teriam colapsado em buracos negros através de um processo chamado fotodesintegração, mas alguma matéria pode ter escapado durante o processo na forma de jatos relativísticos, e isto poderia ter espalhado os primeiros metais no universo.[2][3]
Foi proposto que as recentes supernovas SN 2006gy e SN 2007bi podem ter sido estrelas supermassivas da População III que explodiram em supernovas por produção de pares. Especulou-se que essas estrelas poderiam ter se formado em época relativamente recente, em galáxias anãs contendo matéria interestelar isenta de metais; supernovas anteriores nessas galáxias poderiam ter ejetado o seu material rico em metais a velocidades suficientemente altas para escapar da galáxia, mantendo muito baixo o teor metálico da galáxia.[4]
A geração seguinte de estrelas nasceu com base nos materiais deixados pela morte das primeiras. As estrelas observadas mais antigas, conhecidas como População II, possuem metalicidades muito baixas;[5] à medida que as gerações subsequentes de estrelas nasceram, elas ficaram mais enriquecidas em metais, uma vez que as nuvens gasosas a partir da quais elas se formaram receberam a poeira rica em metais fabricada pelas gerações anteriores. Quando essas estrelas morreram, elas retornaram o material para o meio interestelar por meio de nebulosa planetária e supernovas, enriquecendo a nebulosa a partir da qual as novas estrelas se formaram. Essas estrelas mais jovens, inclusive o Sol, têm portanto o teor metálico mais alto e são conhecidas como estrelas da População I.
Na Via Láctea, a metalicidade é maior no centro galáctico e decresce à medida que se caminha para fora. O gradiente de metalicidade é atribuído à densidade de estrelas no centro da galáxia; há mais estrelas no centro e por isso, ao longo do tempo, mais metais retornaram ao meio interestelar e se incorporaram a novas estrelas. Por um mecanismo similar, galáxias maiores tendem a ter maior metalicidade do que as menores. No caso das Nuvens de Magalhães, duas pequenas galáxias irregulares que orbitam a Via Láctea (ver nota sobre a mais recente descoberta [1]), a Grande Nuvem de Magalhães tem uma metalicidade de cerca de quarenta por cento da Via Láctea, enquanto a Pequena Nuvem de Magalhães tem metalicidade de dez por cento da Via Láctea.
Cálculo[editar | editar código-fonte]
A metalicidade do Sol é de aproximadamente 1,8% em massa. Para outras estrelas, a metalicidade é frequentemente expressada como "[Fe/H]", que representa o logaritmo da razão entre a abundância de ferro da estrela e a do Sol (o ferro não é o elemento pesado mais abundante, mas é um dos mais fáceis de medir com dados espectrais no espectro visível). A fórmula para o logaritmo é a seguinte:
![{\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{estrela}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{Sol}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/2ce5d3a181557de143821c987183df3c3c3e66b6)
onde e são o número de átomos de ferro e hidrogênio por unidade de volume, respectivamente. Por esta fórmula, estrelas com metalicidade superior à do Sol têm um valor logarítmico positivo, enquanto aquelas com metalicidade menor que a do Sol têm um valor negativo. O logaritmo é usado em potências de dez: estrelas com um valor de +1 têm dez vezes a metalicidade do Sol (101); da mesma forma, aquelas com valor de -1 têm um décimo (10−1), as com valor de -2 têm um centésimo (10−2) e assim por diante. Estrelas jovens da População I têm razões ferro/hidrogênio significativamente maiores do que as mais velhas da População II. Estima-se que as estrelas primordiais da População III tenham uma metalicidade de -6,0, isto é, menos de um milionésimo da abundância de ferro encontrada no Sol.
O mesmo tipo de notação é usado para expressar diferenças em elementos individuais em relação ao Sol. Por exemplo, a notação "[O/Fe]" representa a diferença entre o logaritmo da abundância de oxigênio da estrela em relação à do Sol e o logaritmo da abundância de ferro da estrela em relação à do Sol:
![{\displaystyle [\mathrm {O} /\mathrm {Fe} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{estrela}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{Sol}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5777aeea6c4b8497fb40060ce8e03b91548b09ef)
![{\displaystyle =\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{estrela}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{Sol}}\right]-\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{estrela}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{Sol}}\right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4e89992051953490489b3e78ae534e192a2e8169)
O interessante nesta notação é que se uma massa de gás for diluída em hidrogênio puro, o seu valor [Fe/H] vai decrescer, pois haverá menos átomos de ferro por hidrogênio depois da diluição, mas para todos os outros elementos X, as razões [X/Fe] permanecerão inalteradas. Por outro lado, se uma massa de gás for poluída com alguma quantidade de oxigênio puro, sua razão [Fe/H] permanecerá inalterada, mas a razão [O/Fe] vai aumentar. De modo geral, um dado processo de nucleossíntese estelar altera as proporções de apenas alguns elementos ou isótopos, portanto uma estrela ou amostra de gás com valores [X/Fe] diferentes de zero podem estar mostrando a assinatura de processos nucleares particulares.
Estrelas da População I[editar | editar código-fonte]
As estrelas da População I ou ricas em metal são as estrelas jovens cuja metalicidade é a mais alta. O Sol é um exemplo de estrela rica em metal. Elas são comuns nos braços espirais da Via Láctea.
Geralmente, as estrelas mais jovens, no extremo da População I, são encontradas mais próximas do centro e as intermediárias da População I mais distantes. O Sol é considerado uma estrela da População I intermediária. As estrelas da População I têm órbitas elípticas regulares em relação ao centro galáctico, com baixa velocidade relativa. A alta metalicidade das estrelas da População I as torna mais passíveis de possuir sistemas planetários do que as outras duas populações, pois se acredita que os planetas, particularmente os terrestres, sejam formados pela acreção de metais.[6]
Entre as Populações I e II intermediárias existe a população de disco.
Estrelas da População II[editar | editar código-fonte]
As estrelas da População II ou pobres em metal são aquelas com relativamente pouco metal. A ideia de “quantidade relativamente pequena” deve ser vista em perspectiva, pois mesmo objetos astronômicos ricos em metal contêm pequenas quantidades de quaisquer elementos que não o hidrogênio e o hélio; os metais constituem um pequeno percentual da composição química total do universo, mesmo 13,7 bilhões de anos depois do Big Bang. Entretanto, objetos pobres em metal são ainda mais primitivos, tendo se formado nos primeiros tempos do universo. Estrelas da População II intermediárias são comuns no bulbo galáctico próximo ao centro da Via Láctea, enquanto as estrelas da População II, encontradas no halo galáctico, são mais velhas e, portanto, mais pobres em metal. Aglomerados globulares também contêm um grande número de estrelas da População II.[7] Acredita-se que as estrelas da População II tenham criado todos os outros elementos da tabela periódica, exceto os mais instáveis.
Os cientistas visaram essas estrelas mais velhas em várias pesquisas diferentes. Até agora, foram estudadas com detalhe cerca de dez estrelas muito pobres em metal (como CS22892-052, CS31082-001, BD+17° 3248) e duas das mais antigas estrelas conhecidas e a mais antiga: HE0107-5240, HE1327-2326 e HE 1523-0901. Menos extremas na sua deficiência em metal, mas mais próximas e brilhantes e, portanto, conhecidas há mais tempo, são HD 122563 (uma gigante vermelha) e HD 140283 (uma subgigante).
Estrelas da População III[editar | editar código-fonte]
Estrelas da População III ou isentas de metal são uma hipotética população extinta de estrelas extremamente massivas e quentes, com virtualmente nenhum metal superficial, com exceção de uma pequena quantidade de metais formados no Big Bang, como o lítio-7. Acredita-se que essas estrelas tenham se criado no início do universo. Sua existência é inferida pela cosmologia, mas elas ainda não foram observadas diretamente. Evidência indireta para a sua existência foi encontrada numa galáxia com lente gravitacional, numa parte muito distante do universo.[8] Acredita-se também que elas sejam componentes de galáxias azuis fracas. Sua existência é proposta para justificar o fato de que os elementos pesados, que não poderiam ter sido criados no Big Bang, são observados em espectros de emissão de quasares, bem como para a existência de galáxias azuis fracas. Acredita-se que essas estrelas tenham passado por um período de reionização. Acredita-se que UDFy-38135539, uma galáxia recentemente descoberta, tenha sido parte deste processo.
A teoria atual está dividida quanto a se as primeiras estrelas eram muito massivas ou não. Uma teoria, que parece ter surgido de modelos computacionais da formação estelar, é que, sem elementos pesados no Big Bang, era fácil formar estrelas com muito mais massa total do que as que são visíveis hoje. Estima-se que as massas típicas de estrelas da População III fossem de várias centenas de massas solares, o que é muito maior do que as estrelas atuais. Entretanto, a análise de dados de estrelas da População II de metalicidade extremamente baixa, como HE0107-5240, que se acredita conterem os metais produzidos pelas estrelas da População III, sugerem que essas estrelas isentas de metais tinham massa de 20 a 130 massas solares.[9] Por outro lado, a análise de aglomerados globulares associados a galáxias elípticas sugere que supernovas por produção de pares foram as responsáveis pelo seu conteúdo metálico.[10] Isto também explica por que não foram observadas estrelas de baixa massa com metalicidade zero, embora tenham sido construídos modelos para estrelas menores da População III. Aglomerados contendo anãs vermelhas ou anãs marrons com metalicidade zero (possivelmente criadas por supernovas por produção de pares) foram propostas como candidatas a matéria escura, mas há discordâncias quanto a esta teoria.[11][12] A confirmação desta teoria aguarda o lançamento do Telescópio Espacial James Webb da NASA. Novas pesquisas espectroscópicas, como o SEGUE ou o SDSS-II, podem também localizar estrelas da População III.
Uma teoria recente sugere que os primeiros grupos de estrelas podem ter consistido de uma estrela massiva cercada por diversas estrelas menores.[13]
Referências
- ↑ http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Kunth/Kunth1.html
- ↑ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). «Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients». The Astrophysical Journal. 550. 372 páginas. arXiv:astro-ph/0007176
. Bibcode:2001ApJ...550..372F. doi:10.1086/319719 - ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). «How Massive Single Stars End Their Life». The Astrophysical Journal. 591. 288 páginas. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341
- ↑ New Scientist article on pair-instability supernovae, 13 February 2010
- ↑ Lauren J. Bryant. «What Makes Stars Tick». Indiana University Research & Creative Activity. Consultado em September 7, 2005 Verifique data em:
|acessodata=(ajuda) - ↑ Charles H. Lineweaver (2000). «An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect». Icarus. 151 (2): 307–313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607
- ↑ T. S. van Albada, Norman Baker (1973). «On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters». Astrophysical Journal. 185: 477–498. Bibcode:1973ApJ...185..477V. doi:10.1086/152434
- ↑ R. A. E. Fosbury; et al. (2003). «Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357» (PDF). Astrophysical Journal. 596 (1): 797–809. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228
- ↑ Umeda, Hideyuki; Nomoto, Ken'Ichi (2003). «First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star». Nature. 422 (6934): 871–873. arXiv:astro-ph/0301315. Bibcode:2003Natur.422..871U. doi:10.1038/nature01571. PMID 12712199
- ↑ Puzia, Thomas H.; Kissler‐Patig, Markus; Goudfrooij, Paul (2006). «Extremely α‐Enriched Globular Clusters in Early‐Type Galaxies: A Step toward the Dawn of Stellar Populations?». The Astrophysical Journal. 648: 383–388. arXiv:astro-ph/0605210. Bibcode:2006ApJ...648..383P. doi:10.1086/505679
- ↑ Kerins, E. J. (1997). «Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter». Astronomy and Astrophysics. 322. 709 páginas. arXiv:astro-ph/9610070. Bibcode:1997A&A...322..709K
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- ↑ The Universe's First Stars Weren't Loners After All
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