O disco da Via Láctea nasceu espesso e levou 3 bilhões de anos para ficar achatado

A Via Láctea não começou como o disco fino e plano que vemos hoje. Idades precisas das estrelas ao redor do Sol mostram que o primeiro disco da galáxia era uma camada espessa e turbulenta de gás e estrelas jovens, e que ele se achatou rapidamente antes de desacelerar até um ritmo muito lento que continua até hoje.

Isso responde a uma questão que astrônomos debatem há quatro décadas: as estrelas antigas do disco espesso da Via Láctea nasceram muito acima do plano, ou nasceram em uma configuração plana e foram lançadas para cima mais tarde por braços espirais, nuvens de gás e a barra galáctica? As novas medições apontam claramente para a primeira resposta, ao menos na juventude da galáxia.

O resultado vem do ChronoGal, projeto do Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), em Tenerife, que transforma dados do satélite Gaia, da Agência Espacial Europeia, em idades de estrelas. Seu autor principal, o pesquisador pré-doutoral do IAC David Mirabal, chamou o resultado de “a primeira evidência observacional clara a favorecer um dos dois modelos para a fase inicial da Galáxia”.

As duas fases são nitidamente diferentes. Na primeira, a altura típica das estrelas do disco acima do plano médio caiu de mais de 4.100 anos-luz para cerca de 1.600 anos-luz em aproximadamente 2 bilhões de anos. Depois de um ponto de inflexão há cerca de 10,85 bilhões de anos, o afinamento desacelerou por um fator de aproximadamente cinquenta, e as estrelas mais jovens agora se formam em uma camada com cerca de 400 anos-luz de espessura.

Como as idades obtidas pelo Gaia transformaram uma discussão de 40 anos em uma medição

O Gaia mediu as posições, os movimentos e o brilho de mais de um bilhão de estrelas, mas não atribui uma idade a nenhuma delas. O ChronoGal obtém idades estatisticamente. A equipe constrói um diagrama cor-magnitude, um gráfico de quão brilhante e quão azul ou vermelha é cada estrela, e o ajusta com estrelas sintéticas de idade e composição química conhecidas, extraídas de modelos de evolução estelar. A melhor combinação informa quantas estrelas se formaram em cada idade e metalicidade.

O método alcança uma precisão de idade melhor que 5%, o que significa um erro de cerca de 500 milhões de anos mesmo para estrelas com mais de 10 bilhões de anos. Essa precisão é central para o resultado. Estudos anteriores agrupavam estrelas por composição química, usada como substituta da idade, e os grupos misturavam estrelas de idades muito diferentes, o que desfocava justamente as mudanças iniciais e rápidas que esta equipe buscava.

Os pesquisadores trabalharam em dois cilindros centrados no Sol: um com cerca de 815 anos-luz de raio para estrelas em órbitas frias e planas, e outro com cerca de 2.450 anos-luz de raio para estrelas em órbitas mais quentes e inclinadas. Eles dividiram ambos em oito camadas, até aproximadamente 3.260 anos-luz acima e abaixo do plano, corrigiram a ausência de cada estrela encoberta pela poeira ou fraca demais para o Gaia e agruparam os resultados em populações que compartilham uma idade e uma metalicidade.

Para cada população, eles então mediram a altura de escala, uma medida-padrão de até que distância acima do plano suas estrelas se distribuem antes de se tornarem escassas. Ao representar a altura de escala em função da idade, obtiveram duas linhas retas com uma inflexão acentuada entre elas. Um modelo ajustado aos dados situou essa inflexão em 10,85 bilhões de anos atrás, com uma margem de cerca de 130 milhões de anos.

Nascido inflado, não sacudido para fora

Duas ideias competiam. No modelo de aquecimento, as estrelas sempre nascem em uma camada fina e fria e, ao longo de bilhões de anos, encontros com nuvens de gás, braços espirais e a barra intensificam suas órbitas; assim, as estrelas antigas ficam mais altas simplesmente porque foram sacudidas por mais tempo. No modelo de formação de cabeça para baixo, o gás da jovem galáxia era ele próprio turbulento e espesso, de modo que as primeiras estrelas nasceram em regiões altas, e cada geração posterior se formou em uma camada mais calma e fina.

O aquecimento é lento e constante. Ele não explica facilmente um disco que perdeu mais da metade de sua espessura em cerca de 2 bilhões de anos, especialmente em uma galáxia jovem que ainda engolia galáxias menores, o que deveria tê-lo mantido quente. A última grande colisão, com uma galáxia anã conhecida como Gaia-Sausage-Enceladus, ocorreu há cerca de 10 bilhões de anos, aproximadamente quando a fase rápida terminou. Os autores concluem que toda a fase turbulenta, de cabeça para baixo, durou cerca de 3 bilhões de anos.

A comparação torna a escala mais fácil de compreender. As populações mais antigas do estudo se estendem a alturas superiores à altura de escala usual, apresentada em livros-texto, de cerca de 2.900 anos-luz para o disco espesso. O Sol, nascido há cerca de 4,6 bilhões de anos, pertence à fase calma, quando a taxa de assentamento havia caído para aproximadamente 120 anos-luz por bilhão de anos. Nas palavras dos autores, as estrelas mais antigas e infladas são “um fóssil estrutural da fase de montagem da Galáxia primitiva”.

O padrão também corresponde às simulações cosmológicas. Modelos de galáxias semelhantes à Via Láctea, incluindo as simulações FIRE-2, preveem uma era inicial caótica e marcada por explosões, na qual as estrelas nascem em órbitas desordenadas, seguida por um colapso rápido em um disco fino em rotação. Um estudo separado neste ano datou em cerca de 12 bilhões de anos atrás, com ampla margem de incerteza, o momento em que a Via Láctea começou a girar como um disco, o que se encaixa no início do rápido afinamento.

O que as idades das estrelas não resolvem

A medição abrange apenas a vizinhança solar, alguns milhares de anos-luz ao redor do Sol. A Via Láctea tem cerca de 100.000 anos-luz de diâmetro, e os discos interno e externo podem ter se assentado em cronogramas diferentes. Estrelas que migraram da região interna da galáxia, incomumente ricas em metais, foram deixadas de fora do ajuste porque não seguiriam a tendência local.

A fase inicial rápida se apoia em poucos pontos. A incerteza na inclinação referente às idades antigas é grande: a taxa de assentamento na fase rápida poderia ser cerca de 45% menor ou 75% maior do que a melhor estimativa. Para as duas populações mais antigas, a equipe só pôde estabelecer limites inferiores para a altura de escala, e algumas populações da amostra mais quente precisaram ser separadas manualmente, embora os autores relatem a mesma conclusão quando dividem os dados de maneira uniforme.

O aquecimento tampouco foi descartado. Para a fase calma, o afinamento gradual se ajusta igualmente bem aos dois modelos. Simulações sugerem que os dois processos atuam juntos, com o aquecimento contribuindo entre 30% e 40% da elevação total da altura de escala conforme a idade. E todas as idades do estudo dependem de modelos de evolução estelar, de modo que um erro sistemático nesses modelos deslocaria toda a cronologia.

Perguntas comuns sobre os discos espesso e fino da Via Láctea

O que é o disco espesso da Via Láctea?

É uma camada mais inflada e antiga de estrelas que se sobrepõe ao disco fino, onde ficam os braços espirais e a maior parte das estrelas jovens. Suas estrelas normalmente têm mais de cerca de 10 bilhões de anos, são mais pobres em metais e estão em órbitas mais inclinadas. O novo estudo sugere que ele se formou primeiro, a partir de gás turbulento, em vez de ter sido aquecido posteriormente a partir do disco fino.

Como os astrônomos medem a idade de uma estrela?

Para estrelas individuais, isso é difícil, porque a cor e o brilho de uma estrela mudam lentamente ao longo de bilhões de anos. O ChronoGal ajusta de uma só vez as cores e os brilhos de grandes amostras de estrelas a modelos estelares, o que fornece idades com precisão melhor que 5% para populações inteiras, cerca de 500 milhões de anos para as mais antigas.

Qual é a espessura do disco da Via Láctea?

Ela depende da idade das estrelas. As estrelas mais jovens se formam em uma camada cuja altura de escala é de cerca de 400 anos-luz, enquanto as populações mais antigas deste estudo alcançam mais de 4.100 anos-luz. A própria galáxia tem cerca de 100.000 anos-luz de diâmetro, portanto até o disco espesso é fino em relação à sua largura.

O que significa formação de cabeça para baixo?

Significa que o disco se formou de cima para baixo: as primeiras estrelas nasceram em uma camada espessa e turbulenta de gás, e cada geração posterior se formou em uma camada mais fina e calma. A ideia oposta é que todas as estrelas nasceram em uma camada fina e apenas se deslocaram para cima com o tempo.

O que vem a seguir

O artigo foi publicado no The Astrophysical Journal Letters em 16 de outubro de 2026, e o IAC anunciou o resultado em 19 de outubro. O ChronoGal é financiado por uma Advanced Grant do Conselho Europeu de Pesquisa e já aplicou o mesmo método do Gaia à região interna da galáxia e às estrelas mais antigas do disco.

O próximo teste chega em 2 de dezembro de 2026, quando a ESA publicar o Gaia Data Release 4, abrangendo 5,5 anos de observações. Distâncias e movimentos mais precisos para estrelas mais distantes devem permitir que as equipes verifiquem se a inflexão de 10,85 bilhões de anos atrás aparece além da vizinhança do Sol, ou se a galáxia se assentou em outro ritmo em outras regiões.

Referência: Mirabal et al., “A Two-stage Settling of the Milky Way Disk Revealed by Precise ChronoGal Ages,” The Astrophysical Journal Letters, 2026. DOI: 10.3847/2041-8213/aeb0a3

Tags: astronomia, ChronoGal, disco espesso, formação de galáxias, Gaia, idade das estrelas