Como as Estrelas se formam?

Nada no Universo existe para sempre, talvez nem mesmo o próprio Universo. Todas as estrelas que vemos hoje um dia se formaram, evoluem e posteriormente desaparecer. Muitas já desapareceram sem que nem ao menos ficássemos sabendo. Inúmeras outras estrelas vão surgir. Bem , "desaparecer" significa perder brilho e eventualmente não emitir mais radiação . O início: o colapso gravitacional em uma nuvem molecular gigante As estrelas se formam no interior de nuvens moleculares gigantes, densas e muito frias. Estas estrelas recentemente formadas são muito difíceis de serem observadas devido à grande presença de poeira interestelar nas regiões em que elas são geradas. É por esta razão que ainda temos dúvidas sobre o processo real que leva à formação de uma estrela. O início do processo de formação de uma estrela A imagem ao lado mostra a nebulosa de reflexão NGC 1999 (o objeto brilhante abaixo e a esquerda do centro), que contém a estela V380 Orionis, e está situada na constelação Orion. O que podemos observar nessa imagem? A área aí mostrada está localizada a cerca de 2 graus ao sul da nebulosa de Orion. Nesta região existe uma gigantesca nuvem molecular, conhecida como "Orion A", que continua gerando novas estrelas. Na parte superior da imagem vemos um aglomerado formado por estrelas jovens e brilhantes, o aglomerado L1641N, que ilumina uma região formada por densos amontoados de matéria escura. Nesta região estudos feitos na região espectral do infravermelho revelaram a presença de mais de 50 estrelas em formação. A região mostrada nessa imagem é uma das mais fascinantes que conhecemos para o estudo de formação de estrelas. Ela é riquíssima, mostrando uma enorme variedade de pequenas nebulosas de reflexão, objetos Herbig-Haro e jatos estelares distribuidos por toda a imagem na forma de várias manchas nebulosas. Se existem regiões do meio interestelar que se caracterizam por permitirem grande formação de estrelas, quais são as condições físicas que as tornam tão especiais? Dissemos que uma nuvem molecular gigante colapsa e forma estrelas. Mas, porque ela colapsa? Sabemos que, por algumas razões físicas externas a ela e que até hoje não são completamente compreendidas, uma determinada região de uma nuvem molecular gigante em algum momento começa a contrair sob a ação de sua própria gravidade. Os astrofísicos acreditam que vários processos podem dar início a esta contração de parte da nuvem molecular. Por exemplo: duas nuvens moleculares colidem: neste caso, o processo de colisão faria com que, em certas regiões, a densidade de partículas de gás aumentasse o suficiente para que a força da gravidade entre elas iniciasse o processo de contração gravitacional. Lembre-se que a força da gravidade varia com o inverso do quadrado da distância entre os objetos: quanto menor a distância entre eles maior é a intensidade dessa força. Se as nuvens colidem, as partículas de gás e poeira ficam mais próximas umas das outras e, portanto, a ação da força gravitacional entre elas aumenta. veremos mais tarde que os braços espirais da nossa Galáxia são percorridos por perturbações chamadas ondas de densidade. Estas perturbações, ao passarem pelas regiões dos braços espirais da Galáxia onde estão as nuvens moleculares gigantes, provocam a sua compressão. Comprimindo o gás, a distância entre as partículas diminui, o que significa que a força de atração gravitacional entre elas aumenta. Isto poderia ser o início do processo de contração gravitacional de algumas partes destas nuvens.

a explosão de uma estrela ou seja, a formação de uma supernova, próximo a uma nuvem molecular gigante. Quando uma estrela explode, uma quantidade enorme de gás é lançada no espaço interestelar com altas velocidades. Se há uma nuvem molecular na região onde esta explosão acontece, vemos um processo de colisão entre nuvens gasosas semelhante ao descrito acima. instabilidades gravitacionais/magnéticas nas regiões de maior densidade destas nuvens poderiam dar início ao colapso de uma região de uma nuvem molecular gigante. todos os processos descritos acima atuando juntos, com maior ou menor intensidade, poderiam também dar início ao colapso de parte da nuvem molecular gigante. Na verdade , as ações que fazem iniciar o processo de contração de uma parte de uma nuvem molecular gigante ainda não são completamente compreendidas. Compreender a formação das estrelas é muito mais difícil e desafiador que cmpreender a evolução dessas estrelas uma vez formadas ! O que sabemos então é que, a partir de uma ação externa que atua sobre a nuvem molecular gigante, suas regiões mais densas começam a se contrair sob a ação de sua própria gravidade. Durante este processo, a região da nuvem molecular gigante que está contraindo não o faz de modo inteiro, dando origem a um único objeto. Na verdade, após o início deste processo de contração gravitacional, esta parte da nuvem molecular gigante que iniciou a contração fragmenta-se em pequenas nuvens. Cada uma destas pequenas nuvens possue massa suficiente para formar uma estrela. São estas pequenas nuvens que continuam a colapsar formando os objetos que chamamos de protoestrelas. Esta também é a razão pela qual sempre são formados grupos de estrelas e não estrelas isoladas. Durante todo o processo de contração gravitacional de partes da nuvem molecular gigante há a liberação de energia potencial gravitacional. Metade desta energia liberada aquece a nuvem molecular enquanto que a outra metade da energia é irradiada para fora dela sob a forma de radiação térmica. As protoestrelas O colapso inicial de parte de uma nuvem molecular gigante ocorre rapidamente durante um período de cerca de 1000 anos. Sabemos, a partir da segunda lei de Newton, que a força gravitacional entre duas partículas com massa é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre elas. Em forma matemática escrevemos que Fgravitacional ~1/ distância2 Consequentemente, na região central de uma protoestrela a ação da gravidade é muito maior do que na periferia dela uma vez, que próximo ao seu centro, a distância entre as partículas é muito menor, o que faz com que a força de atração gravitacional F que existe entre as partículas do gás seja maior. Se a ação da gravidade é mais forte na região central da protoestrela esta região contrai mais rapidamente. Em razão disso mais energia será liberada na região central da protoestrela fazendo com que o centro se torne mais quente do que as suas regiões mais externas. Alem disso, à medida que a esfera gasosa contrai seu raio diminui, o que significa que as partículas de gás ficam cada vez mais próximas. Com isso aumentam os processos de colisão entre as partículas do gás, o que provoca o aumento de sua temperatura. Uma equação básica da física de gases, a "lei do gás perfeito", nos diz que a pressão está relacionada com a temperatura da seguinte forma: PV = NRT onde P é a pressão e T é a temperatura do gás. Por esta equação podemos ver que o aumento da temperatura provoca o aumento da pressão interna na protoestrela. Temos então duas forças atuando em sentidos contrários nesta esfera gasosa que está contraindo: uma força de pressão interna que quer fazer o gás se expandir e uma força gravitacional que continua a fazer a esfera se contrair, diminuindo o seu raio cada vez mais. Ou , a força da gravidade leva ao encolhimento da nuvem e a pressão do gás resiste a essa contração! São duas forças opostas competindo entre si ! Em algum momento a pressão exercida para fora pelas partículas do gás que forma a esfera gasosa consegue equilibrar, aproximadamente, o puxão exercido para dentro pela força gravitacional que procura comprimir cada vez mais o gás. A esta condição de equilíbrio damos o nome de equilíbrio hidrostático. O equilíbrio hidrostático é um princípio fundamental para a existência de uma estrela. Somente quando ele é atingido é que podemos dizer que uma estrela foi formada. Definimos uma estrela como sendo uma esfera gasosa, em equilíbrio hidrostático, capaz de produzir e liberar sua própria energia. A protoestrela ainda é muito fria. Sua baixa temperatura faz com que ela só emita no infravermelho. No entanto, ela é muito grande e, portanto, tem uma alta luminosidade ficando localizada no canto superior direito do diagrama H-R. Ao mesmo tempo que a esfera gasosa contrai dando origem a uma protoestrela, um disco de matéria é formado à sua volta. Este disco de gás e poeira irá acompanhar a vida da estrela durante muito tempo e acredita-se que ele seja a origem dos sistemas planetários tais como o Sistema Solar. A imagem ao lado mostra a estrela HR 4976 com o seu proeminente disco. Ela foi obtida por astrônomos da NASA usando o telescópio de 10 metros do Keck Observatory. A estrela HR4976 é uma estrela semelhante ao Sol, com cerca de 10 milhões de anos de idade, localizada na constelação Centaurus a 220 anos-luz da Terra. Ela já é uma estrela adulta jovem e não uma protoestrela mas esta imagem nos mostrar que a suposição de que ocorre a formação de um disco em volta de uma protoestrela é correta. O diâmetro aparente do disco de poeira que está em torno desta estrela é de 200 unidades astronômicas. Esta é uma das mais claras evidências que temos hoje da formação de um sistema planetário em torno de uma estrela. Os "Glóbulos Gasosos que Evaporam" (EEG) Se uma parte de uma nuvem molecular gigante colapsa formando uma protoestrela que continua a capturar matéria gasosa da nuvem, por que a estrela não aumenta a sua massa cada vez mais, incorporando toda a matéria existente na nuvem original? Este problema intrigou os astrofísicos durante muito tempo mas já é bem compreendido. A imagem abaixo mostra uma imensa coluna de gás hidrogênio molecular e poeira que faz parte da nebulosa Águia, também conhecida como M16. Localizada a cerca de 6500 anos-luz de nós, na constelação Serpens, M16 é um verdadeiro "berçário" de estrelas, uma incubadora de estrelas recém formadas. Estas estrelas estão imersas nas estruturas parecidas com dedos localizadas no topo da nebulosa. Cada uma destas estruturas é maior do que o nosso Sistema Solar inteiro! Ocorre que estes imensos pilares estão sendo lentamente destruídos pela radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes vizinhas a eles (lembre-se que estas nuvens são nuvens moleculares e a radiação ultravioleta destrói moléculas). A este processo de destruição do gás da nuvem molecular por meio da radiação ultravioleta das estrelas damos o nome defotoevaporação. À medida que isso ocorre pequenos glóbulos de gás bastante densos, chamados "EEG" (Evaporating Gaseous Globules - Glóbulos Gasosos que Evaporam), e que estão imersos bem dentro da nuvem, são revelados. Dentro de alguns desses EEGs estão estrelas "embriônicas". Estas estrelas, ainda em formação, capturam de modo contínuo o gás da grande nuvem molecular que as envolve, sempre aumentando suas massas. No entanto, quando os EEGs são revelados, as estrelas que estão no seu interior param abruptamente de crescer uma vez que, agora, ficaram separadas dos grandes "reservatórios" de gás da nuvem molecular. Esta é uma das razões porque a massa das estrelas é limitada. Os próprios EEGs também não conseguem sobreviver à fotoevaporação produzida pela radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes vizinhas e também são evaporados. Como resultado, a estrela aparece.

A imagem em preto e branco abaixo revela melhor a presença dos EEGs na nebulosa M16.

Processos deste tipo ocorrem em todo o espaço. A imagem abaixo mostra o "berçário" estelar existente na nebulosa Trifid, também conhecida como M20. A nebulosa Trifid está localizada a cerca de 9000 anos-luz de nós, na constelação Sagittarius. Esta imagem, obtida pelo Hubble Space Telescope, mostra uma pequena parte da nuvem molecular densa que forma a nebulosa M20. Esta nuvem está a cerca de 8 anos-luz da estrela central da nebulosa (localizada fora da imagem na parte de cima). A radiação proveniente desta estrela está destruindo a nuvem molecular. O "dedo" que parece sair do topo da imagem é um claro exemplo de um EEG. A despeito da radiação ultravioleta incidente, este EEG ainda sobrevive por ser formado por gás muito denso mas em alguns milhares de anos ele terá evaporado e revelará a estrela que está no seu interior (eu sei que você está curioso com o feixe que se projeta desta região para o lado esquerdo superior da imagem. Isto é um jato de matéria com um comprimento de 3/4 de ano-luz e que foi emitido por uma estrela muito jovem que está "enterrada" dentro desta nuvem).

Os objetos Herbig-Haro Já vimos que quando uma protoestrela se forma , permanece à sua volta um disco de poeira e gás. Este disco é formado à medida que mais material da nebulosa que circunda a estrela é atraido gravitacionalmente por ela. A matéria deste disco gradualmente espirala na direção da estrela, caindo continuamente sobre sua superfície, ainda em formação, e aumentando sua massa. No entanto, parte dessa matéria que está sendo acrescentada à protoestrela também é lançada para fora dela sob a forma de jatos. Estes jatos são perpendiculares ao disco de poeira e possuem direções opostas, se estendendo por milhares de anos-luz no espaço interestelar. Os jatos de matéria lançados pelas protoestrelas têm altas velocidades, próximas a 300 quilômetros por segundo, e mergulham na nebulosa circundante produzindo fortes ondas de choque que aquecem o gás e o fazem brilhar. A esses jatos de matéria brilhantes que se movem na nossa direção e que foram emitidos por protoestrelas jovens enterradas em glóbulos de matéria escura damos o nome de objetos Herbig-Haro, em homenagem aos astrônomos George Herbig e Guillermo Haro, que realizaram vários trabalhos precursores sobre estes jatos nos anos de 1950. Vemos então que "objetos Herbig-Haro" podem ser formados quando uma estrela jovem lança jatos de matéria de volta no espaço interestelar.

A imagem abaixo mostra três objetos Herbig-Haro. Na parte superior esquerda vemos o objeto protoestelar chamado Herbig-Haro 30, ou HH30. A imagem nos mostra o disco de poeira que cerca a estrela recentemente formada , mas visto de borda . A protoestrela está escondida nas partes mais densas deste disco. Embora o jato de matéria emitido pela protoestrela permaneça confinado a um estreito feixe, ele se estende por bilhões de quilômetros no espaço. Esta protoestrela está localizada na constelação Taurus, a 450 anos-luz de nós. Na parte superior direita vemos uma protoestrela situada a 1500 anos-luz de nós, na vizinhança da constelação Orion. O jato emitido pela protoestrela ou seja, o objeto Herbig-Haro 34 (HH34), possui a característica de não ter uma estrutura contínua. Ele é formado por amontoados de matéria. Acredita-se que "bolhas" de gás quente estão sendo ejetadas pela protoestrela, como se fossem disparos de uma metralhadora. A imagem da parte de baixo mostra o objeto Herbig-Haro HH47 situado a 1500 anos-luz de nós, na borda da nebulosa Gum. Este jato possui 4,8 trilhões de quilômetros de comprimento e a sua estrutura complicada parece indicar que a estrela que o gera (escondida dentro da nuvem, próxima à borda esquerda da imagem) está oscilando, possivelmente devido a perturbações causadas por uma estrela companheira.

A imagem abaixo, obtida pelo Hubble Space telescope, nos mostra também um excelente exemplo de objeto Herbig-Haro. Aqui vemos o objeto Herbig-Haro HH32 situado a cerca de 1000 anos-luz da Terra. Os extensos jatos e ventos de alta velocidade emitidos pela estrela brilhante "limparam" recentemente a poeira e os resíduos de gás que existiam na região central e que envolviam estas estrelas. Como conseqüência a estrela jovem ficou inteiramente exposta, podendo ser observada diretamente. O jato que vemos na parte superior da imagem (cor verde e branca), cujo ponto mais afastado está a cerca de 200 unidades astronômicas da estrela que o originou, está apontando na nossa direção enquanto que o jato oposto (de mesma cor) na parte de baixo está localizado no lado mais distante da estrela e é muito mais fraco por causa de alguma poeira que ainda circunda a estrela.

Resumindo, para formar uma estrela como o Sol a parte da nuvem molecular gigante que colapsa deveria ter as seguintes características:

raio R ~ 2 x 105 Rsol (cerca de 10 vezes o raio atual do Sistema Solar) massa da nuvem ~2 x 1030 quilogramas temperatura T = 50 K densidade ~108 partículas por centímetro cúbico fonte de energia gravidade tempo de colapso 1000 anos

Note que, por ter uma temperatura de apenas 50 K, esta nuvem não é visível e toda a sua radiação é emitida no infravermelho. As estrelas pré-seqüência principal Na verdade, no início da vida de uma estrela não é atingido um estado de equilíbrio hidrostático perfeito e sim um estágio de quase-equilíbrio. Quando um estado de quase-equilíbrio é estabelecido em uma esfera gasosa, a contração gravitacional diminui bastante de intensidade mas não pára. A estrela continua a contrair mas muito mais lentamente, e é ainda este processo de contração que fornece a energia gravitacional capaz de gerar sua luminosidade. Onde ficam estas estrelas no diagrama H-R? Durante toda esta fase a estrela fica localizada em uma região acima da seqüência principal do diagrama H-R. Elas estão evoluindo para se tornarem estrelas da seqüência principal e, por isso, são classificadas como estrelas pré-seqüência principal. O diagrama abaixo mostra estrelas pré-seqüência principal que lentamente se aproximam da seqüência principal do diagrama H-R.

Com a contínua contração do gás as temperaturas na região central da estrela alcançam valores bastante altos. Com uma temperatura central da ordem de 10 milhões de Kelvins as estrelas da pré-seqüência principal já podem iniciar alguns processos de queima nuclear, embora esta não seja, de modo algum, a principal fonte de energia da estrela. Uma temperatura desta ordem já permite que algumas reações de fusão nuclear ocorram envolvendo elementos mais leves como o deutério, o lítio, o berílio, etc. O lítio já sofre reações nucleares quando a temperatura é de 3 x 106 K e o berílio quando ela atinge 4 x 106 K. Note, entretanto, que estas reações nucleares cessam tão logo estes elementos tenham sido consumidos pois a temperatura interna da estrela ainda não é suficiente para iniciar a queima nuclear que transforma o hidrogênio em hélio, reação esta que precisa de uma temperatura da ordem de 107 Kelvins. É importante já ficar bem claro que as reações de fusão nuclear possuem uma forte dependência com a temperatura. Elas precisam que a temperatura seja muito alta para que possam ocorrer. Isto faz com que as reações nucleares se concentrem fortemente na região mais central da estrela. Ao contrário das reações nucleares, a contração gravitacional libera energia potencial gravitacional por todo o corpo da estrela. Uma vez que as reações nucleares começaram na região central, a estrela tem agora que se reajustar para levar em conta esta nova fonte de energia. Então, como é produzida a energia nas estrelas da pré-seqüência principal? Estas estrelas ainda estão contraindo, embora muito lentamente. Como conseqüência disso, a temperatura da sua região central vai aumentando gradativamente. O gás que está nesta região vai se tornando bem mais aquecido do que aquele mais próximo à superfície. Forma-se então, nesta região central, bolhas de gás muito aquecido que se deslocam na direção da superfície. São essas bolhas o principal processo de transporte de energia entre as regiões mais centrais da estrela e a sua superfície. Este processo é chamado de convecção e é, em todos os aspectos, semelhante àquele que vemos quando aquecemos uma panela de água. Durante este estágio, as estrelas pré-seqüência principal passam por uma fase de grande atividade. Elas ainda estão cercadas por material pertencente à nuvem inicial que colapsou. Este material forma um disco protoestelar em torno da estrela e grande parte deste material espirala continuamente , caindo na superfície da estrela. Além disso, como estas estrelas têm a sua energia transportada do interior mais profundo para a superfície por meio de bolhas de gás aquecido, elas ejetam muito material no espaço interestelar. Este material é lançado para fora da estrela sob a forma de jatos de alta velocidade ou ventos muito fortes. As estrelas pré-seqüência principal com massa menor do que 2 massas solares são chamadas ou de estrelas T-Tauri . Aquelas com massa entre 2 e 8 massas solares são chamadas de estrelas AeBe. Claro que você notou que falamos de estrelas com massas menores do que 2 massas solares (T-Tauri e FU Orionis) e com massa entre 2 e 8 massas solares (AeBe). E o que ocorre com estrelas com massas maiores que 8 massas solares? Ocorre que não conseguimos observar estrelas com massas maiores do que 8 massas solares em um estado pré-seqüência principal. As estrelas com massa maior do que 8 massas solares são formadas como qualquer outra, a partir da contração de uma parte de uma nuvem molecular gigante. Assim como as estrelas de pequena massa, as estrelas com massas acima de 8 massas solares durante o seu estágio como proto-estrelas permanecem algum tempo envoltas em uma grande quantidade de gás desta nuvem primordial. No entanto, as estrelas de grande massa evoluem muito rapidamente (para os padrões de tempo da astronomia) e iniciam reações nucleares com o hidrogênio antes de conseguirem eliminar o gás residual de seu processo de formação que ainda permanece à sua volta. Quando a pressão da radiação gerada por elas expulsam essa cobertura de gás, essas estrelas já estão realizando a queima nuclear do hidrogênio e, portanto, já não são mais proto-estrelas e sim estrelas da seqúência principal. A imagem abaixo, obtida pelo Hubble Space Telescope, mostra a jovem estrela HK Tauri rodeada por um disco de poeira e gás, visto de borda. A luz proveniente da estrela, que está escondida nele, ilumina as superfícies inferior e superior do disco, que tem o diâmetro de 210 unidades astronômicas. Para estudar estes sistemas disco + estrela, os astrônomos fazem simulações em computadores. Na imagem da direita vemos uma simulação feita que se ajusta com a imagem obtida pelo Hubble Space Telescope. Segundo este modelo, o disco deve ter uma massa correspondente a 1/10 da massa de Júpiter e uma espessura menor do que 10% do seu raio.

Esta outra imagem mostra vários exemplos de estrelas da pré-seqüência principal com discos de poeira e gás claramente visíveis à sua volta.

Uma estrela ao chegar à fase de pré-seqüência principal teria as seguintes características:

idade 10 milhões de anos raio R ~1,33 Rsol temperatura da região central Tregião central = 10000000 K temperatura da superfície Tsuperfície = 4500 K fonte de energia início do ciclo de reações nucleares com elementos leves