Metais em Galáxias: Nós observamos o que nós queremos

Por muitas décadas tem sido difícil para os teóricos explicarem as diversas propriedades químicas vistas em diferentes tipos de galáxias próximas. Isso leva a questão: nós podemos reconciliar essas diferentes observações, ou existe algo fundamentalmente errado com nosso modelo padrão da formação das galáxias? Uma equipe internacional de astrofísicos, liderada por membros da MPA, descobriram que eles podem na verdade reconciliar as propriedades químicas numa grande variedade de galáxias com um modelo único e auto consistente que segue o cenário de fusão hierárquica padrão da formação de estruturas. Esse é um passo importante no campo da modelagem de galáxias, e confirma que, no mínimo a esse respeito, o que nós vemos no nosso universo é o que nós esperamos ver.
 
Observações astronômicas de elementos químicos mais pesados que o lítio (conhecidos simplesmente como metais na astrofísica) pode nos dizer muito sobre como as galáxias se desenvolvem. Por exemplo, a quantidade total de metal no gás interestelar de uma galáxia se correlaciona com o número total de estrelas que foram formadas. Também, a razão de oxigênio com relação ao ferro nas estrelas, conhecido como enriquecimento de oxigênio, ou simplesmente [O/Fe], acredita-se agir como um relógio galáctico, nos dizendo com qual velocidade uma galáxia cresce. As galáxias com um elevado enriquecimento de oxigênio devem ter formado suas estrelas rapidamente, antes que o ferro produzido pelas explosões de supernovas do tipo Ia (SNe-Ia) possa popular o gás de formação de estrelas. Galáxias com baixo enriquecimento de oxigênio, por outro lado, devem ter formado suas estrelas nem extenso período de tempo, com as estrelas mais jovens contendo grande quantidade de ferro produzido pelas SNe-Ia.
 
Contudo, apesar desse padrão e dessa estrutura teórica direta, modelos sofisticados de evolução de galáxias tem sido incapazes de reproduzir, no mesmo tempo, os complexos padrões vistos em diferentes tipos de galáxias. Especificamente, as abundâncias de metal observadas nas fotosferas das estrelas na Via Láctea e aquelas vistas em populações integradas de estrelas velhas em galáxias elípticas só poderiam ser reproduzidas simultaneamente evocando um certo processo físico que não é parte do nosso entendimento canônico da evolução das galáxias.
 
Começando em 2010, uma equipe de cientistas do MPA e da Universidade de Sussex, embarcaram num projeto de reconciliar as propriedades químicas vistas nessas regiões distantes do cosmos. Usando seu último modelo semi-analítico e uma implementação que é o estado da arte do enriquecimento de metais das galáxias pelas estrelas, a equipe poderia reproduzir as propriedades químicas do gás em galáxias de formação de estrelas próximas, de estrelas como o Sol na Via Láctea, e de estrelas velhas de galáxias elípticas. Crucialmente, isso é tudo feito simultaneamente e sem qualquer saída radical da estrutura padrão de formação de galáxias que tem tido grande sucesso em outras áreas da astrofísica.
 
Nossa galáxia, a Via Láctea, contém cerca de 300 bilhões de estrelas com várias propriedades químicas, variando desde ouro, estrelas pobre em metal, e estrelas ricas em metal. A equipe descobriu que a relação entre a abundância e o enriquecimento de oxigênio para estrelas como Sol numa amostra do modelo de galáxias parecidas com a Via Láctea mostra um bom ajuste com aquela observada realmente nas estrelas da galáxia. Isso nos diz que o modelo está representando de forma precisa a evolução química da Via Láctea para os últimos 13 bilhões de anos.
 
O mesmo modelo, com todas as mesmas premissas sobre os processos físicos ocorrendo nas galáxias, também reproduz as tendências químicas observadas em galáxias elípticas de diferentes massas. No universo real, a maior parte das galáxias elípticas massivas, são conhecidas por ter um enriquecimento de oxigênio maior do que as galáxias elípticas de massa menor. No nosso modelo, nós encontramos a mesma correlação entre massa e o enriquecimento de oxigênio. E essa é razão que nós esperamos: elípticas de alta massa formam estrelas rapidamente (antes que uma grande quantidade de ferro seja produzida), enquanto elípticas de baixa massa formam suas estrelas sobre um período mais extenso de tempo (e então contém mais ferro).
 
Esse resultado é uma realização significante por si só, já que ele mostra a relação entre a massa, a idade e a química das elípticas previstas pelo modelo de acordo com as observações realizadas, sem necessitar de qualquer grande mudança no paradigma padrão de formação das galáxias. Então o que tem de diferente nesse modelo que permite que esses resultados sejam alcançados? A equipe acredita que a chave são as premissas feitas sobre os vários metais ejetados pelas diferentes estrelas e a vida das progenitoras das SN-Ia. Nesse modelo, o metal simulado depende da massa, da metalicidade da estrela, e também leva em consideração a perda de massa via ventos estelares antes das explosões das supernovas.
 
Além disso, não mais do que metade dos sistemas progenitores das SNe-Ia devem explodir dentro de 400 milhões de anos desde o seu nascimento, e somente uma em mil estrelas formadas devem produzir uma SN-Ia. Nenhuma dessas condições é particularmente controversa, e quando combinadas com detalhados modelos semi-analíticos pode-se obter os resultados aqui descritos. Mas esse não é o final da história. A equipe está agora trabalhando em reproduzir simultaneamente as propriedades químicas dos objetos que têm finais mais extremos do espectro galáctico. Esses testes mostrarão se o mesmo modelo pode reproduzir tanto a evolução química das galáxias anãs de massa muito baixa e o conteúdo de ferro do gás quente ao redor da maior parte dos aglomerados de galáxias. Esses testes também são cruciais para validar qualquer modelo de formação de galáxias, e nos deve ensinar mais sobre a verdadeira natureza das galáxias no início do universo.

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