O trabalho liderado por Adriano Pieres, doutorando do IF-UFRGS e envolvendo 59 participantes do levantamento DES, sendo 8 afiliados ao LIneA, fez uso dos dados da fase de verificação científica do Dark Energy Survey, cujas imagens foram tomadas em 2012-2013. O campo do céu observado possui uma série de aglomerados de estrelas situados na periferia da Grande Nuvem de Magalhães, que é uma galáxia satélite da Via-Láctea. Foi então feita uma varredura visual das imagens, em busca de sobredensidades de estrelas compatíveis com a distância da Grande Nuvem de Magalhães, chegando-se num total de 255 sobredensidades estelares. Destas, foi possível determinar parâmetros (como por exemplo a idade) para 117 aglomerados, sendo que 28 aglomerados sequer haviam sido identificados anteriormente.
Bem menores do que a Via Láctea, a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães (respectivamente abreviadas como SMC e LMC) são consideradas galáxias satélites da nossa, tanto por estarem próximas como por terem uma massa igual a uma fração da Galáxia. Além disso, estas galáxias diferem da nossa, que apresenta um bojo (parte central geralmente composta de estrelas velhas), um disco e um halo de estrelas, além de braços espirais, sendo classificada como uma galáxia espiral. As “Nuvens” são classificadas como galáxias irregulares, por não apresentarem uma forma muito bem definida, embora a LMC apresente um disco e uma barra razoavelmente definidos. Associado ao fato de que o disco da LMC é visível praticamente de frente, podemos observar em maiores detalhes seus componentes estelares, sendo um laboratório de estrelas que oferece excepcional oportunidade de observação.
As estrelas nascem do colapso de uma grande nuvem de gás. Este colapso é induzido pela explosão de uma estrela (supernova) ou por forças de maré, oriundas da aproximação de uma outra galáxia. Na Via Láctea, grandes nuvens moleculares presentes no disco (próximo do plano) dão origem aos aglomerados abertos (conjunto de algumas dezenas a poucas milhares de estrelas relativamente jovens). Com o tempo, estes aglomerados vão perdendo estrelas e povoando o disco da Galáxia. Como as estrelas de um aglomerado se formaram juntas (tendo portanto a mesma idade) e partilharam da mesma nuvem, elas possuem praticamente a mesma composição química. Em Astronomia, os elementos químicos principais são o Hidrogênio e o Hélio, sendo que o restante forma uma quantidade pequena (geralmente menor do que 2%) da massa da estrela. Os elementos mais pesados que o He são chamados de metais, sendo que uma variação muito pequena dos ‘metais’ é responsável por uma variação significativa no brilho da estrela. Assim, as principais informações sobre um aglomerado de estrelas ainda não completamente disperso são dadas pela sua localização no espaço, sua idade e sua quantidade de metais ou “metalicidade”.
Durante grande parte do tempo em que brilham, as estrelas convertem massa em energia, sintetizando os elementos mais pesados em seu interior. Estrelas massivas, como as supernovas, explodem e dispersam estes elementos pelo espaço. Outro fato importante é que o Universo era inicialmente muito pobre em metais (75% de Hidrogênio e 25% de Hélio em massa). Juntando estes três argumentos, é esperado que as estrelas dos aglomerados mais velhos sejam muito pobres em metais e que os mais jovens sejam ricos em metais, afinal os últimos se formaram de nuvens que receberam mais metais do ambiente interestelar.
Em nosso trabalho com os aglomerados estelares da LMC mostramos que esta relação entre idade e “metalicidade” é nítida para uma amostra de aglomerados externos da LMC (ver alguns deles na Figura 1). Dois modelos fazem previsões mais acuradas sobre estes aglomerados, mas nenhum deles explica a relação entre a idade e a “metalicidade” com grande precisão. O que parece melhor se adequar é um misto entre os dois modelos.
Além da Via Láctea, a LMC passa por uma influência constante devido à órbita da SMC (girando em torno da LMC uma vez a cada ~2 bilhões de anos). Com a aproximação da SMC em relação à LMC, forças de maré fazem com que a formação de aglomerados seja mais pronunciada do que quando a SMC esteja mais distante da LMC. Assim, é esperado que haja surtos de formação estelar com uma cadência aproximadamente igual ao período de translação da SMC em torno da LMC. Embora controverso, este período é estimado próximo de 2 bilhões de anos, próximo do valor que deduzimos ao analisar o conjunto de idades dos aglomerado: um pico de formação de aglomerados em 1.2 e 2.7 bilhões de anos (portanto, com um período de ~1,5 bilhões de anos). O número de aglomerados com 2.7 bilhões de anos é menor do que com 1.2 bilhões de anos, facilmente explicável pelo fato de que os aglomerados vão perdendo estrelas para o disco da LMC e se tornam menos perceptíveis (afinal têm menos estrelas) ou se dissolvem completamente.
Os estudos não param por aí! Ao final dos cinco anos de observação do DES, as imagens terão uma profundidade bem maior, o que quer dizer que as estrelas que não são perceptíveis nos dados do primeiro ano, aparecerão no final do levantamento.
Mais detalhes sobre este trabalho podem ser obtidos no link.
