Formação Estelar

Já vimos estudamos as propriedades básicas a mais facilmente observáveis das estrelas. Estudamos também como é uma estrela por dentro e que processos ocorrem em seu interior. Vamos nas próximas páginas estudar o processo de evolução estelar, desde a formação das estrelas até seus estágios finais de existência.

Estrelas se formam dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar conhecidas como nuvens moleculares. São regiões extremamente frias (temperatura da ordem de 10 a 20K, próximas portanto do zero absoluto). A essas temperaturas, gases se tornam moleculares, ou seja, os átomos se agrupam para formar moléculas. CO e H₂ são as moléculas mais comuns nas nuvens de gás interestelar. A baixa temperatura também favorece a aglomeração do gás a densidades mais altas. Quando a densidade atinge um um valor limite, estrelas se formam.

A alta densidade das regiões onde se formam as estrelas impede a passagem de luz visível. Essas regiões, opacas à luz visível, são chamada de nebulosas escuras. Como não vemos a luz visível dessas regiões, temos que usar o infra-vermelho ou o domínio de rádio para estudá-las.

A formação estelar inicia-se quando as regiões mais densas das nuvens moleculares colapsam sob a ação de sua própria gravidade. Tais regiões têm tipicamente uma massa de 10⁴ massas solares na forma de gás e poeira. Essas regiões, geralmente no centro da nuvem molecular, são mais densas do que as partes mais externas, o que faz com que colapsem primeiro. À medida em que colapsam, as regiões centrais se fragmentam em pedaços, cada com algo em torno de 0.1 parsec de extensão e contendo de 10 a 50 massas solares. Esses fragmentos então formam as protoestrelas.
 

A escala de tempo envolvida em todo este processo de colapso das regiões centrais das nuvens moleculares e de formação de estrelas é da ordem de milhões de anos.

Como sabemos que tal processo realmente ocorre se ele dura tanto tempo e se dá no interior de nuvens escuras? A maioria das regiões onde se formam as estrelas são fontes de infra-vermelho, o que indica a presença de gás em contração e aquecimento, pela conversão de energia potencial gravitacional em energia interna. Além disso, onde encontramos estrelas jovens (ver abaixo), também vemos nuvens de gás ao seu redor, o resíduo da nuvem molecular escura após a formação das estrelas. E estrelas jovens são vistas em aglomerados, o que é compatível com a formação de estrelas a partir de fragmentos de uma mesma região no interior de uma nuvem molecular.

Protoestrelas:

Uma vez que um fragmento se destaca das outras partes da região de formação estelar, podemos considerá-lo como um objeto bem definido, com identidade própria e campo gravitacional destacado do restante da nuvem. Chamamos a este objeto de protoestrela. À medida em que se forma a protoestrela, gás cai em direção ao seu centro. O gás em contração converte energia cinética em energia interna (calor), fazendo com que tanto sua pressão quanto sua temperatura subam. Ao atingir alguns milhares de graus de temperatura, a protoestrela se torna uma fonte de infra-vermelho.

Vários candidatos a protoestrela foram observados pelo telescópio espacial Hubble no interior da nebulosa de Órion.

Durante o colapso inicial, o fragmento é transparente à radiação e o colapso se dá rapidamente. À medida em que se torna mais denso, o fragmento se torna opaco. A radiação infra-vermelha não escapa do interior da protoestrela e a temperatura e pressão no centro começam a aumentar mais rápido. Em algum momento a pressão é suficientemente grande para conter o colapso e o objeto se torna uma protoestrela estável.

A protoestrela, inicialmente, tem apenas algo como 1% de sua massa final; material continua a cair em direção ao centro da protoestrela, acumulando-se em suas regiões mais externas. Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonuclear iniciam-se em seu centro. Um forte vento estelar (radiação e partículas) é produzido, dando fim assim à queda do gás em direção ao centro. A protoestrela é agora considerada uma estrela jovem, já que sua massa não mais se altera e sua evolução futura está definida.
 

Estrelas nestas fases iniciais (chamadas de T-Tauri) são sempre encontradas no interior de nuvens de gás das quais nascem. Um exemplo é o aglomerado do Trapézio no interior da Nebulosa de Órion, visto no centro da imagem abaixo, obtida com o telescópio espacial Hubble.
 

Estrelas jovens evoluem a partir de um aglomerado de protoestrelas mergulhadas nas regiões centrais de uma nuvem molecular e se tornam um aglomerado de estrelas T-Tauri cuja superfície quente e ventos estelares fortes aquecem o gás à sua volta e formam uma região HII (HII significa hidrogênio ionizado). Posteriormente, o aglomerado se quebra, o gás é expelido e as estrelas evoluem conforme mostrado abaixo.
 

Freqüentemente encontramos aglomerados de estrelas jovens próximos de outras estrelas jovens. Tal fenômeno se deve à formação estelar induzida por supernovas. As estrelas muito massivas são as primeiras a se formar no interior de uma nuvem e terminam sua vida como supernovas (a serem discutidas no final do texto). A explosão da supernova forma ondas de choque no interior da nuvem molecular, comprimindo o gás mais cercano e levando-o a formar novas estrelas.Tal fenômeno leva a uma formação coerente de estrelas (estrelas jovens encontradas próximas a outras estrelas jovens), sendo responsável pelo padrão de distribuição coerente de estrelas jovens que vemos em várias galáxias. Essa situação é representada diagramaticamente pela figura abaixo, onde (a), (b) e (c) são etapas sucessivas de formação estelar induzida.

Anãs Marrons:

Se uma protoestrela se forma com uma massa de 0.08 massa solar ou menos, sua temperatura central nunca atinge um valor alto o suficiente para que a fusão nuclear se inicie. Esta "estrela mal-sucedida" é chamada de anã marrom, sendo um objeto intermediário entre uma estrela e um planeta (como Júpiter). Abaixo vemos uma imagem de uma anã marrom próxima a uma estrela muito maior do que ela. A imagem foi obtida com o telescópio espacial Hubble.
 

Apesar de não ocorrerem reações de fusão nuclear em seus interiores, anãs marrons ainda assim emitem luz, principalmente no infra-vermelho, devido à sua energia interna acumulada durante o colapso do gás em sua formação. Há energia térmica suficiente para permitir que a anã marrom brilhe por uns 15 millions years (chamada a escala de tempo de Kelvin-Helmholtz). Anãs marrons são importantes para a astronomia, pois devem ser o tipo mais comum de estrela e podem contribuir com grande quantidade da matéria da Galáxia, sendo assim possivelmente a chave do problema de matéria escura na Via-Láctea (ver a parte de Galáxias e Cosmologia). Decorrido o tempo de Kelvin-Helmholtz, anãs marrons se tornam invisíveis e se resfriam, tornando-se anãs pretas.

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