Formao Estelar

Bem alunos, aps estudar um pouco da historia e evoluo da cincia astronomia, sobre a importncia do telescpio at as modernas tcnicas de visualizao astronmica utilizadas atualmente, ns entramos em uma nova fase, onde estudaremos um pouco sobre os objetos de estudo mais presentes na astronomia, as estrelas. Nas prximas pginas vamos estudar o processo de nascimento e evoluo de uma estrela (incluindo o prprio Sol) de acordo com as teorias mais aceitas e desenvolvidas na atualidade.

Estrelas se formam dentro de grandes nuvens de gs e poeira interestelar, conhecidas como nuvens moleculares ou nebulosas, sendo tambm regies extremamente frias.

A grande quantidade de poeira dessas regies onde se formam as estrelas impede a passagem de luz comum. Essas regies so assim chamadas tambm de nebulosas escuras. Como no vemos a luz comum dessas regies, temos que usar o infravermelho (como em cmeras de viso noturna) ou ondas de rdio para estud-las.

A formao estelar inicia-se quando as regies mais densas das nebulosas so perturbadas (de certa forma chacoalhadas) por algum evento qualquer e colapsam sob a ao de sua prpria gravidade, elas comeam a encolher. Na medida em que colapsam, as regies centrais se fragmentam em pedaos. Esses fragmentos ento formam as protoestrelas (os embries de estrelas).

medida que os fragmentos de nebulosa encolhem e a protoestrela assimila mais material sua velocidade de rotao aumenta e o gs e poeira se molda na forma de um disco.

A escala de tempo envolvida em todo este processo de colapso das regies centrais das nuvens moleculares e de formao de estrelas da ordem de milhes de anos.

Como sabemos que tal processo realmente ocorre se ele dura tanto tempo e se d no interior de nuvens escuras? A maioria das regies onde se formam as estrelas so fontes de infravermelho, o que indica a presena de gs em contrao e aquecimento. Alm disso, onde encontramos estrelas jovens (ver abaixo), tambm vemos nuvens de gs ao seu redor, o resduo da nuvem molecular escura aps a formao das estrelas. E estrelas jovens so vistas em aglomerados, o que compatvel com a formao de estrelas a partir de fragmentos de uma mesma regio no interior de uma nuvem molecular.

Protoestrelas:

Uma vez que um fragmento se destaca das outras partes da regio de formao estelar, podemos consider-lo como um objeto bem definido, com identidade prpria destacado do restante da nuvem. Chamamos a este objeto de protoestrela. medida em que se forma a protoestrela, gs cai em direo ao seu centro. O gs em contrao transforma sua energia de gravidade em calor (ela esquenta e muito!!!), fazendo com que tanto sua presso quanto sua temperatura subam.

Vrios candidatos a protoestrela foram observados pelo telescpio espacial Hubble no interior da nebulosa de rion.

A protoestrela, inicialmente, tem apenas algo como 1% de sua massa final como estrela; material continua a cair em direo ao centro da protoestrela, acumulando-se em suas regies mais externas. Aps alguns milhes de anos, quando a protoestrela fica quente o bastante, reaes de fuso nuclear iniciam-se em seu centro e ela comea a brilhar fortemente. Um forte vento estelar (radiao e partculas) produzido, dando fim assim queda do gs em direo ao centro. A protoestrela agora considerada uma estrela jovem, j que sua massa no mais se altera e sua evoluo futura est definida.

Estrelas nestas fases iniciais so sempre encontradas no interior de nuvens de gs das quais nascem. Um exemplo o aglomerado do Trapzio no interior da Nebulosa de rion, visto no centro da imagem abaixo, obtida com o telescpio espacial Hubble.

Ans 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 fuso nuclear se inicie. Esta "estrela mal-sucedida" chamada de an marrom, sendo um objeto intermedirio entre uma estrela e um planeta (como Jpiter), embora no seja exatamente uma estrela e ser grande demais para um planeta. Abaixo vemos uma imagem de uma an marrom prxima a uma estrela muito maior do que ela. A imagem foi obtida com o telescpio espacial Hubble.

Apesar de no ocorrerem reaes de fuso nuclear em seus interiores, ans marrons ainda assim emitem luz, principalmente no infravermelho, devido sua energia interna acumulada durante o colapso do gs em sua formao. H energia trmica suficiente para permitir que a an marrom brilhe por uns 15 milhes de anos. Ans marrons so importantes para a astronomia, pois devem ser o tipo mais comum de estrela e podem contribuir com grande quantidade da matria da Galxia. Depois de algum tempo , ans marrons se tornam invisveis e se resfriam, tornando-se ans pretas.

Estrelas jovens:

O resultado da formao estelar dentro das nebulosas depende muito da quantidade de material disponvel na nuvem. Fragmentos de nebulosas muito pequenas podem dar origem a estrelas ans marrons que no chegam a ser estrelas de verdade, enquanto nuvens maiores podem produzir estrelas gigantes muitas vezes maiores que o Sol.

De maneira geral as estrelas recm formadas comeam suas vidas em uma das categorias abaixo:

Ans vermelhas: O tipo mais comum de estrela verdadeira, sua massa (matria) varia de pouco menos de um decimo do tamanho do Sol at cerca de metade do tamanho do Sol, com temperaturas de superfcie menores do que 3500C, com um brilho avermelhado relativamente fraco.

Ans laranjas e ans amarelas (como o Sol): Tipos relativamente comuns de estrelas com massa entre metade da massa do Sol at pouco menos de uma vez e meia a massa do Sol, tem temperatura de superfcie entre cerca de 4000C at 6000C, com brilho laranja amarelado.

Gigantes brancas: com massa de varia entre uma vez e meia a do Sol at pouco mais de duas vezes a massa do Sol e temperatura de superfcie at quase 9000C, um exemplo desse tipo a estrela Sirius da constelao de Co Maior que a estrela mais brilhante no cu.

Gigantes e Supergigantes azuis (como estas estrelas da constelao de Pliades ao lado): O tipo mais raro de estrelas, com massa de trs vezes a do Sol at algumas dezenas de vezes a do Sol podendo em rarssimos casos chegar a cerca de 150 vezes a matria do Sol. So extremamente quentes com temperaturas entre 10000C chegando at os 55000C, possuindo um forte brilho azul.