As primeiras estrelas nascidas após o Big Bang eram compostas quase exclusivamente de hidrogênio e hélio, com traços ínfimos de lítio. Essas gigantes primordiais, no fim da vida, liberaram no espaço os primeiros elementos mais pesados criados por fusão nuclear em seus núcleos. Esse material serviu posteriormente como matéria-prima para as gerações estelares seguintes, cada uma enriquecendo progressivamente o meio interestelar.
Hoje, a maioria das estrelas contém uma mistura de elementos, mas algumas, extremamente raras, preservam ainda a composição química das origens.
Uma equipe liderada por Alexander Ji da Universidade de Chicago identificou o que poderia ser a estrela mais primitiva já descoberta. Nomeada SDSS J0715-7334, esta gigante vermelha apresenta um teor de metais, ou seja, de elementos mais pesados que o hélio, extraordinariamente baixo. Sua metalicidade total, designada pela letra Z, é inferior a 7,8 × 10⁻⁷, o que representa aproximadamente duas vezes menos que o recorde anterior detido pela estrela J1029+1729. Este valor é também mais de dez vezes inferior ao da estrela mais pobre em ferro conhecida até então.
O que torna esta descoberta particularmente notável é a ausência notável de carbono em sua composição. Ao contrário de outras estrelas muito pobres em metais que geralmente conservam quantidades significativas de carbono, SDSS J0715-7334 mostra um perfil químico excepcionalmente despojado. Os pesquisadores estimam que esta configuração corresponde à assinatura de uma estrela de População III, essas primeiras estrelas do Universo que nunca incorporaram elementos pesados.
A análise cinemática realizada a partir dos dados do satélite Gaia permitiu reconstituir a história movimentada desta estrela. Os pesquisadores determinaram que ela provém inicialmente da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã satélite da Via Láctea, antes de ter sido capturada por nossa galáxia. Sua órbita distante no halo galáctico preservou sua superfície de qualquer contaminação pelo meio interestelar, oferecendo aos astrônomos uma amostra particularmente pura para seus estudos.
Trajetória orbital reconstituída da estrela primitiva (SDSS J0715-7334) no halo galáctico com a da Grande Nuvem de Magalhães (LMC).
Crédito: Missão Gaia/ESA
Esta descoberta esclarece também os mecanismos de resfriamento das nuvens de gás primordiais. SDSS J0715-7334 representa apenas a segunda estrela identificada abaixo do limiar de resfriamento por estrutura fina, um fenômeno onde os elementos pesados facilitam o resfriamento das nuvens gasosas. Os trabalhos sugerem que o resfriamento por poeiras cósmicas é necessário para permitir a formação de estrelas com metalicidade tão baixa, um processo que poderia ocorrer em outras galáxias além da nossa.
As estrelas de População III
As estrelas de População III representam a primeira geração de estrelas formadas após o Big Bang. Elas se constituíram exclusivamente a partir dos elementos primordiais: hidrogênio, hélio e traços de lítio. Essas gigantes cósmicas, bem mais massivas que as estrelas atuais, desempenharam um papel fundamental no enriquecimento químico do Universo.
Sua curta duração de vida, da ordem de alguns milhões de anos apenas, terminou com explosões cataclísmicas em supernovas. Esses eventos violentos dispersaram no espaço os primeiros elementos pesados sintetizados em seus núcleos, como o carbono, o oxigênio e o ferro. Este material recém-formado serviu posteriormente como base para as gerações estelares seguintes.
A detecção direta das estrelas de População III permanece um objetivo maior da astronomia moderna. Seu estudo permitiria compreender as condições físicas reinantes no Universo jovem e os mecanismos de formação das primeiras estruturas cósmicas. As estrelas extremamente pobres em metais como SDSS J0715-7334 oferecem pistas preciosas sobre esses ancestrais estelares desaparecidos.
Os modelos teóricos preveem que essas estrelas primordiais podiam atingir massas consideráveis, até várias centenas de vezes a do Sol. Sua radiação intensa provavelmente contribuiu para a reionização do Universo, um processo crucial na história cósmica que transformou o gás neutro em plasma ionizado.
A metalicidade estelar
A metalicidade de uma estrela mede seu teor em elementos mais pesados que o hélio, comumente chamados de metais em astronomia. Esta grandeza, frequentemente notada Z, representa a fração de massa estelar constituída por esses elementos. Ela serve como indicador precioso para datar as estrelas e reconstituir a história química de nossa galáxia.
Os astrônomos determinam a metalicidade analisando o espectro luminoso das estrelas. Cada elemento químico absorve ou emite luz em comprimentos de onda específicos, criando uma assinatura espectral única. Medindo a intensidade dessas raias espectrais, os pesquisadores podem quantificar precisamente a abundância dos diferentes elementos presentes na atmosfera estelar.
Nosso Sol, com uma metalicidade de aproximadamente 0,02, representa uma estrela de população relativamente jovem e enriquecida. Em comparação, as estrelas mais antigas da Via Láctea apresentam metalicidades que podem descer até 10⁻⁶, ou seja, um milionésimo da do Sol. Esses valores extremamente baixos testemunham sua formação em um Universo ainda pobre em elementos pesados.
O estudo das estrelas com metalicidade muito baixa permite reconstituir a evolução química da galáxia. Cada geração estelar enriquece o meio interestelar, criando uma progressão cronológica visível na composição química das estrelas. Esta abordagem, similar ao estudo das camadas geológicas, oferece uma janela única sobre a história cósmica.