Mais evidências de estrelas massivas de primeira geração

Há alguns dias escrevi sobre a busca por estrelas da População III. Essas estrelas foram as primeiras estrelas do universo. Bestas gigantes centenas de vezes mais massivas que o Sol, compostas apenas por hidrogênio e hélio. 

Representação artística de estrelas massivas e luminosas da primeira geração no Universo. Crédito: NAOC

Essas estrelas massivas teriam vida muito curta, explodindo como supernovas brilhantes em menos de um milhão de anos. Mas as estrelas da População III eram tão massivas que suas supernovas eram excepcionalmente diferentes das que vemos hoje, então nossa melhor maneira de encontrar evidências delas é procurar seus restos de supernovas. E um estudo recente publicado na Nature pode ter encontrado algumas.

Para uma estrela morrer como supernova, ela precisa ter pelo menos 9 vezes a massa do Sol. Estrelas menores podem inchar para gigantes vermelhas antes de se estabelecerem em uma anã branca ou estrela de nêutrons, mas elas não explodem rapidamente. Supernovas de colapso do núcleo ocorrem quando o núcleo subitamente drena de pressão, fazendo com que os núcleos atômicos caiam para dentro rapidamente. 

Quando se chocam, os núcleos criam novos elementos pesados e uma enorme quantidade de neutrinos e raios gama, que empurram para fora e rasgam a estrela.

Supernovas podem ocorrer para estrelas de até cerca de 50 massas solares. Acima desse limite de massa, o núcleo é tão denso e colapsa tão repentinamente que forma diretamente um buraco negro. Isso significa que não há uma supernova, ou pelo menos não muito brilhante. Mas se uma estrela é realmente massiva, acima de 150 massas solares ou mais, então você pode obter supernovas extremamente brilhantes conhecidas como hipernovas. Isso acontece graças a um processo físico conhecido como instabilidade de pares.

Quanto mais massiva a estrela, mais quente e denso é o núcleo. E quando colapsa, mais intensos são os neutrinos e os raios gama. Para estrelas verdadeiramente massivas, um fóton de raios gama é tão intenso que, quando atinge um núcleo, pode criar um par elétron-pósitron. Essas partículas carregadas interagem incrivelmente fortemente com os núcleos circundantes, criando uma pressão muito poderosa para a gravidade se manter. Eles também fazem com que uma gama diferente de elementos pesados se forme, que é onde este estudo entra.

A equipe analisou uma estrela distante conhecida como J1010+2358, que talvez seja a estrela mais antiga que já observamos. Não é uma estrela da População III, mas é pobre em metais. A partir de observações espectrais da estrela, eles descobriram que ela tinha abundâncias extremamente baixas de sódio e cobalto. Menos de um por cento da abundância encontrada no Sol. A equipe encontrou maiores abundâncias de magnésio e níquel.

Isso é interessante, por causa dos números atômicos desses elementos. Sódio (11) e Cobalto (27) têm um número ímpar de elétrons, enquanto magnésio (12) e níquel (28) têm um número par. Essa divisão entre abundâncias pares e ímpares é exatamente o tipo de coisa que você esperaria ver no remanescente de uma supernova de instabilidade de pares. 

Com base nas observações, a equipe estima que J1010+2358 se formou a partir do remanescente de um progenitor de massa solar de 260, que provavelmente era uma estrela de primeira geração da População III. Entre esta e outras observações de ionização em galáxias distantes, parece claro que temos evidências de estrelas massivas de primeira geração no universo primitivo.

Fonte: universetoday.com