A VIA LÁCTEA SE ACHATOU EM DUAS ETAPAS

O disco da nossa Galáxia costuma ser descrito como dois discos em um: um disco fino, dinamicamente “frio” e mais jovem, e um disco espesso, mais “quente” e mais velho. As estrelas guardam a memória de onde e como se formaram, o que faz delas fósseis da montagem da Galáxia — o tema da arqueologia galáctica.

Sabe-se que as estrelas mais velhas se espalham mais alto acima do plano. Mas por quê? Duas explicações competem:

• Aquecimento lento: as estrelas nascem numa camada de gás fina e fria e, ao longo de bilhões de anos, nuvens moleculares gigantes, braços espirais e a barra central perturbam suas órbitas, fazendo-as vagar mais alto.
• Formação de cima para baixo (upside-down): o próprio disco de gás da Galáxia jovem era espesso e turbulento, agitado por acreção intensa, fusões e um forte feedback; as estrelas velhas simplesmente nasceram espessas, e o gás depois esfriou e se assentou.

Distinguir as duas exige idades precisas para amostras completas de estrelas — sobretudo para as épocas mais antigas, quando tudo aconteceu depressa.

Datar estrelas em multidão

David Mirabal, Carme Gallart e colegas do Instituto de Astrofísica de Canarias, com parceiros em Granada, Teramo e Victoria (Canadá), trabalham no projeto ChronoGal. Em vez de datar as estrelas uma a uma, eles ajustam todo o diagrama cor–magnitude das estrelas próximas do Sol, medido pelo satélite europeu Gaia (terceira divulgação de dados), com combinações de populações estelares sintéticas. O resultado é um mapa de quantas estrelas se formaram em cada idade e metalicidade, com idades precisas a melhor que 5% — cerca de meio bilhão de anos para as estrelas mais velhas.

Eles estudaram estrelas a até 1 quiloparsec do plano galáctico, divididas numa amostra cinematicamente “fria” e outra “quente”, fatiadas em oito camadas de altura, e corrigidas pelas estrelas perdidas na seleção. Um algoritmo de agrupamento reuniu então as estrelas em populações de idade e metalicidade quase únicas. Para cada uma, a equipe mediu a altura de escala — até que distância acima do plano a população tipicamente se estende.

Uma mudança brusca de ritmo

Espessura das populações estelares em função da idade: uma queda acentuada para as mais velhas, um declínio lento após a ruptura de 10,85 bilhões de anos. As cores indicam a metalicidade. — Figura 2, Mirabal et al. (2026), arXiv:2610.03164.

Quanto mais jovem a população, mais ela se cola ao plano. Mas a relação não é uma única reta. Um ajuste com dois segmentos de reta encontra uma ruptura há 10,85 bilhões de anos (com margem de cerca de 0,13 bilhão de anos):

• Antes: a espessura caía cerca de 1,88 quiloparsec por bilhão de anos. As populações mais velhas se estendem por 1,26 quiloparsec — as duas mais antigas ainda mais, cerca de 1,75 e 2,10 — e em apenas cerca de 2 bilhões de anos a espessura caiu para cerca de 0,5 quiloparsec.
• Depois: o afinamento desacelerou para apenas 0,038 quiloparsec por bilhão de anos. As populações mais jovens ficam a cerca de 0,1 quiloparsec, e estrelas nascidas hoje se estenderiam a cerca de 0,12.

A incerteza sobre o ritmo inicial é grande, mas os dois regimes são claramente distintos. Mesmo populações só um pouco mais velhas que a ruptura, com cerca de 11 bilhões de anos, são mais espessas que o disco espesso como um todo (cerca de 0,9 quiloparsec). A ruptura resiste a um teste com uma grade simples e uniforme de idades e metalicidades em vez dos grupos definidos automaticamente.

Nascidas espessas

Para os autores, o aquecimento lento sozinho não explica um assentamento inicial tão rápido: fusões frequentes teriam mantido o disco jovem quente até a última grande fusão, que os autores chamam de GSE, há cerca de 10 bilhões de anos. Em vez disso, os dados apoiam a formação de cima para baixo na fase inicial. O gás turbulento esfriou e afundou em direção ao plano médio ao longo de alguns bilhões de anos, formando o disco espesso; o disco espesso definido quimicamente estava pronto há cerca de 11 bilhões de anos.

Depois, aproximadamente após essa fusão, a Galáxia entrou numa era mais calma, em que o gás se assentou gradualmente e construiu o disco fino que vemos hoje. Para esse período posterior, os dados sozinhos não permitem distinguir aquecimento lento de assentamento lento. O quadro concorda com simulações cosmológicas de galáxias semelhantes à Via Láctea e com uma datação recente do momento em que a Galáxia “ganhou rotação” e se tornou um disco giratório.

Nas palavras dos autores, a grande altura das estrelas mais velhas “não é apenas o resultado de um prolongado aquecimento dinâmico secular, mas um fóssil estrutural da fase de montagem da Galáxia primitiva”.