quinta-feira, 2 de fevereiro de 2017

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.

domingo, 20 de novembro de 2016

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.

domingo, 23 de outubro de 2016

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”.

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.

terça-feira, 4 de outubro de 2016

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 quantumSeguindo 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.

terça-feira, 13 de setembro de 2016

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. .

quarta-feira, 28 de outubro de 2015

Estrelas também podem ser rejuvenescidas


Por Diana Sena Soares, aluna de Divulgação em Astronomia (2015) no IAG/USP

Brasileiros descobrem o primeiro botox estelar em gêmea do Sol e resolvem mistério sobre estrelas pobres em berílio.


Representação artística de estrela AGB (esquerda) transferindo material para a gêmea solar HIP10725. Figura adaptada por Irene Agnoletti e Jorge Meléndez.   



Assim como as pessoas, estrelas também podem passar por processos de botox. Diferente dos métodos utilizados por nós, envolvendo toxinas produzidas por agentes biológicos, as estrelas possuem um outro truque na manga: conseguem parecer muito mais jovens apenas girando mais rápido do que o normal! É claro que esse processo não é espontâneo afinal, ninguém rejuvenesce sem ter que fazer algum tipo de esforço. O estudo desse evento ajudou astrônomos brasileiros a desvendar um mistério que vinha há tempo os assombrando: a falta do elemento berílio em algumas estrelas semelhantes ao Sol. 



O estudo em questão envolve as chamadas gêmeas solares estrelas muito parecidas com o nosso Sol, como o próprio nome diz. O Prof Jorge Melendez (USP) estuda desde 2009 alguns desses objetos, fazendo uso do telescópio VLT do Observatório Europeu do Sul (ESO). Dentre eles, um astro em particular chamou muito a sua atenção: a estrela HIP10725 não possui o elemento químico berílio, apesar de tal elemento ser abundante em todas as outras gêmeas solares e também no Sol. Se o berílio é um elemento característico desse tipo de estrelas, porque apenas essa seria diferente? Tal questão intrigante só voltou a ser estudada alguns anos depois pelo aluno de iniciação científica Lucas Schirbel (USP), que analisou esse astro em mais detalhes e resolveu o mistério. 


Lucas Schirbel, aluno da graduação em Astronomia da USP. Ele é o autor principal da descoberta sobre e gêmea solar rejuvenescida.

Gêmea solar?

Para que o objeto seja considerado gêmeo solar, precisa ter temperatura, massa e composição química semelhantes ao nosso Sol. Lucas Schirbel, autor principal do estudo, afirma que “essa estrela é curiosa, pois se usarmos o carbono, o nitrogênio ou o oxigênio, que são chamados de elementos voláteis, a HIP 10725 se encaixa no que a gente chama de gêmea solar. Porem a quantidade de ferro, um elemento refratário que se condensa facilmente em poeira, é um pouco menor do que o esperado para uma gêmea solar.
A idade da estrela também deveria ser similar à do Sol, para ser considerada gêmea, mas como esse é um parâmetro de difícil medição, acaba por ser ignorado algumas vezes. Foi justamente a idade da estrela que fez toda a diferença: a partir dela foi possível provar que a HIP10725 possuía uma pequena estrela companheira, fazendo-a girar mais rápido e resolvendo o mistério sobre a sua falta de berílio. 
Definir se uma estrela é gêmea do Sol não é um trabalho tão simples. Diferentemente do termo gêmeousado para pessoas, quando o mesmo é aplicado para objetos estelares ele se refere apenas às suas características estruturais, sem ter nenhuma relação com o nascimento das estrelas.




Imagem da estrela gêmea solar HIP10725 (no centro) obtida do Digitized Sky Survey


Porque Berílio?

A falta de berílio foi a primeira evidência de que havia algo de diferente naquela estrela, mas não foi a única. A HIP10725 também apresentava quantidades de elementos pesados (como ítrio, bário e lantânio) muito excessivas para uma estrela pouco evoluída. Elementos pesados como esses são produzidos em estrelas gigantes que estão numa fase evolutiva bem mais avançada, conhecida como fase AGB, e por isso essas estrelas evoluídas são chamadas de "estrelas AGB". Com base nisso, o grupo de pesquisa passou a utilizar a hipótese de que a HIP10725 possuía uma AGB companheira, responsável por contaminá-la com tais elementos pesados ao mesmo tempo em que a fazia destruir seu berílio. 


Telescópios VLT (8 metros) do ESO, no Observatório Paranal, em Chile. Um desses telescópios foi usado para estudar o berílio e outros elementos químicos na gêmea solar HIP 10725.


O tempo resolve tudo

O excesso de elementos químicos pesados era evidência da suposta estrela gigante AGB, mas ao invés de encontrar um astro gigante, foi encontrada uma pequena anã branca – o remanescente de uma estrela, já no fim de sua vida. Na verdade, isso não é estranho, pois estrelas AGB têm um tempo de vida muito curto, e a outrora companheira gigante da nossa HIP10725 já tinha envelhecido há tempos e se tornara uma minúscula anã. Ainda assim, os efeitos que ela induziu na gêmea solar são visíveis 

A velocidade de rotação de uma estrela pode ser usada para estimar a idade dela. Ao se determinar a velocidade com que a gêmea solar HIP 10725 estava girando, foi calculado que corresponderia ao de uma estrela de apenas 1 bilhão de anos. Entretanto, já era de conhecimento do grupo que ela tem na verdade 5 bilhões de anos! Segundo o Prof José Dias do Nascimento e Matthieu Castro (UFRN), esse fenômeno é “o efeito botox estelar, que causa o aparente rejuvenescimento da estrela devido ao aumento da rotação”. Esse aumento só foi possível pela forcinha da companheira, que ao transferir material para a gêmea solar, a fez girar mais rápido. Essa alta rotação da HIP10725 também é a responsável por seu baixo nível de berílio, pois a estrela dá voltas tão rápido que acelera muito a destruição desse elemento químico. 

Esse resultado também pode ser aplicado a outras gêmeas solares, como cita o Prof Jorge Melendez: outras quatro gêmeas solares com níveis baixos de berílio, observadas por uma equipe japonesa em 2011, podem ter companheiras anãs brancas, o que poderia explicar o mistério do seu baixo berílio”.


Há planetas?

Ainda que a estrela seja muito parecida com o Sol, a sua companheira AGB já foi tão grande em estágios anteriores da vida que provavelmente engoliu qualquer planeta que possa ter se formado junto com a HIP10725. Entretanto, quando a AGB expeliu seu envoltório e virou uma anã branca, deixou muitos rastros de poeira. A partir dessa poeira é possível surgir os planetas fênix: nascidos literalmente das cinzas da AGB.