Compreender a formação e evolução da Via Láctea é crucial para o nosso entendimento do Universo. Para o estudo da história da nossa Galáxia, é essencial observar estrelas velhas e remotas, o que é extremamente difícil, mesmo com os telescópios mais potentes, pois trata-se de objectos de brilho muito fraco.

A astrofísica moderna é capaz de medir a idade de certas estrelas. Toma-se como o nascimento da estrela a altura em que esta se forma através da condensação, numa nuvem interstelar de gás e poeira. Algumas estrelas são muito jovens em termos astronómicos, com apenas alguns milhões de anos - por exemplo, as estrelas na nebulosa de Orionte. O Sol e o seu sistema planetário formaram-se há cerca de 4560 milhões de anos.

Algumas das estrelas mais velhas na nossa Galáxia encontram-se em enxames globulares. As estrelas que pertencem a um enxame globular nasceram todas ao mesmo tempo, a partir da mesma nuvem. Como estrelas de massa diferente evoluem em ritmos diferentes, é possível medir a idade dos enxames globulares com alguma precisão. Os enxames mais velhos da nossa Galáxia têm mais de 13000 milhões de anos!

Mesmo assim, as estrelas destes enxames não foram as primeiras estrelas a formarem-se na Via Láctea. Sabemos isso porque contêm pequenas quantidades de certos elementos químicos que tiveram de ser sintetizados numa geração de estrelas anterior. Essa geração anterior é constituída por estrelas de massa muito elevada, que evoluíram muito rapidamente e explodiram como supernovas, lançando para o espaço os elementos químicos que formaram no seu interior. Apesar de procuras intensivas, não se encontrou, até agora, estrelas de pequena massa pertencentes a essa primeira geração (só estrelas de pequena massa sobreviveriam até hoje).

Um método para determinar a idade da nossa Galáxia é medir o intervalo de tempo entre a formação das primeiras estrelas na Via Láctea (das quais a maioria rapidamente explodiu como supernovas) e o momento em que as estrelas nos enxames globulares mais velhos se formaram. O elemento mágico para esta medição é o berílio!

O berílio é um dos elementos químicos mais leves - o núcleo do seu isótopo mais comum e mais estável, o berílio-9, consiste em quatro protões e cinco neutrões. Só o hidrogénio, o hélio e o lítio são mais leves do que o berílio. Mas enquanto que esses três elementos químicos foram produzidos durante o Big Bang e a maioria dos elementos químicos mais pesados são produzidos no interior das estrelas, o berílio pode ser produzido por cosmic spallation. A cosmic spallation consiste na fragmentação de núcleos de átomos pesados que se movem a grandes velocidades, quando colidem com núcleos leves; na maioria das vezes, são núcleos pesados que tiveram origem em explosões de supernovas (chamados raios cósmicos galácticos) que colidem com o hidrogénio e o núcleo do hélio no meio interstelar.

A maior parte das estrelas da primeira geração explodiu como supernovas, dando origem a raios cósmicos galácticos que atravessaram a Via Láctea jovem, produzindo berílio uniformemente na Galáxia. A quantidade de berílio aumentou com o tempo, o que permite utilizá-lo como um relógio cósmico.

Se medirmos o berílio da atmosfera das estrelas dos enxames globulares mais velhos que conhecemos, podemos ter uma ideia do tempo que passou entre as explosões de supernova da primeira geração de estrelas e a formação dos enxames globulares.

Os fundamentos teóricos deste método de datação foram desenvolvidos durante as últimas três décadas, só faltando mesmo medir a quantidade de berílio num enxame globular. O grande problema reside no facto que o berílio é destruído a temperaturas acima de alguns milhões de graus. Quando a estrela evolve para a fase de estrela gigante, os movimentos de convecção na sua atmosfera levam a que o berílio seja destruído em quantidades significativas. Para utilizar o berílio como relógio, torna-se necessário medir a quantidade deste elemento químico em estrelas de menos massa, menos evoluídas no enxame globular, e por isso mesmo, menos brilhantes.

Existem três problemas a superar. Primeiro, o facto das estrelas que nos interessam terem brilho fraco. Segundo, só se encontram duas riscas espectrais de berílio no espectro das estrelas e como as estrelas mais velhas contêm pouco berílio, as riscas são muito fracas. E por último, as duas riscas de berílio situam-se perto dos 313 nm, ou seja, na região do ultravioleta, que é uma região fortemente afectada pela absorção da atmosfera terrestre – abaixo dos 300 nm, não se observa a partir da Terra.

Uma equipa de astrónomos do ESO em colaboração com astrónomos italianos utilizou o o espectrómetro UVES, acoplado ao telescópio Kuyen (um dos quatro telescópios de 8,2 m que constituem o VLT, no Observatório do Paranal), para obter espectros de duas estrelas, A0228 e A2111. Estas estrelas pertencem ao enxame globular NGC 6397, que se encontra a 7200 anos-luz, na direcção da constelação austral da Altar, e é um dos enxames globulares mais próximos.

Os espectros obtidos mostram as riscas espectrais de berílio ionizado (Be II). Para determinar a abundância de berílio responsável por estas riscas, vários espectros sintéticos (espectros teóricos) foram calculados para diferentes abundâncias químicas de berílio. A comparação com os espectros reais mostrou que a abundância de berílio destas estrelas é cerca de um átomo de berílio por 2 224 000 000 000 átomos de hidrogénio (log(Be/H)=-12,35±0,2).

Também foi observada uma estrela de campo (estrela que não pertence a nenhum aglomerado), HD 218052, na mesma direcção. A sua abundância de berílio é muito semelhante à das estrelas de NGC 6397, indicando que provavelmente esta estrela nasceu na mesma altura que o enxame globular.

Cálculos teóricos determinaram então que a abundância de berílio medida nestas estrelas indica que o berílio se acumulou durante 200 a 300 milhões de anos antes destas estrelas se formarem. A idade da Via Láctea tem de ser muito maior do que a do enxame globular, ou seja, a nossa galáxia tem de ter 13600±800 milhões de anos. É a primeira vez que se determina, de forma independente, este valor fundamental.

Tendo em conta as incertezas, este número também está de acordo com a actual estimativa da idade do Universo – 13700 milhões de anos. Assim sendo, a primeira geração de estrelas da Via Láctea formou-se logo que a Idade das Trevas terminou (actualmente, pensa-se que terá sido cerca de 200 milhões de anos depois do Big Bang). Ou seja, o sistema no qual vivemos pode ser um dos membros fundadores da população de galáxias do Universo!

Fonte da notícia: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/pr-20-04.html