21.1: Formação estelar
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Identifique os processos às vezes violentos pelos quais partes de uma nuvem molecular colapsam para produzir estrelas
- Reconheça algumas das estruturas vistas em imagens de nuvens moleculares, como a de Orion
- Explicar como o ambiente de uma nuvem molecular permite a formação de estrelas
- Descreva como o avanço das ondas de formação estelar faz com que uma nuvem molecular evolua
Ao começarmos nossa exploração de como as estrelas são formadas, vamos revisar algumas noções básicas sobre estrelas discutidas nos capítulos anteriores:
- Estrelas estáveis (sequência principal), como o nosso Sol, mantêm o equilíbrio produzindo energia por meio da fusão nuclear em seus núcleos. A capacidade de gerar energia por fusão define uma estrela.
- A cada segundo no Sol, aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio se fundem em hélio, com cerca de 4 milhões de toneladas se transformando em energia no processo. Essa taxa de uso de hidrogênio significa que, eventualmente, o Sol (e todas as outras estrelas) ficarão sem combustível central.
- As estrelas vêm com muitas massas diferentes, variando de 1/12 de massas solares\(M_{\text{Sun}}\) a aproximadamente 100-200\(M_{\text{Sun}}\). Há muito mais estrelas de baixa massa do que de alta massa.
- As estrelas mais massivas da sequência principal (tipo espectral O) também são as mais luminosas e têm a temperatura superficial mais alta. As estrelas de menor massa na sequência principal (tipo espectral M ou L) são as menos luminosas e as mais frias.
- Uma galáxia de estrelas como a Via Láctea contém enormes quantidades de gás e poeira — o suficiente para formar bilhões de estrelas como o Sol.
Se quisermos encontrar estrelas ainda em processo de formação, devemos procurar lugares que tenham bastante matéria-prima a partir da qual as estrelas são montadas. Como as estrelas são feitas de gás, focamos nossa atenção (e nossos telescópios) nas densas e frias nuvens de gás e poeira que pontilham a Via Láctea (veja a miniatura do capítulo e a Figura\(\PageIndex{1}\)).
Nuvens moleculares: viveiros estelares
Como vimos em Between the Stars: Gas and Dust in Space, os reservatórios mais massivos de matéria interestelar — e alguns dos objetos mais massivos da Via Láctea — são as nuvens moleculares gigantes. Essas nuvens têm interiores frios com temperaturas características de apenas 10 a 20 K; a maioria de seus átomos de gás está ligada a moléculas. Essas nuvens acabam sendo os locais de nascimento da maioria das estrelas em nossa galáxia.
As massas das nuvens moleculares variam de mil vezes a massa do Sol a cerca de 3 milhões de massas solares. As nuvens moleculares têm uma estrutura filamentar complexa, semelhante às nuvens de cirros na atmosfera terrestre, mas muito menos densa. Os filamentos da nuvem molecular podem ter até 1000 anos-luz de comprimento. Dentro das nuvens existem regiões frias e densas com massas típicas de 50 a 500 vezes a massa do Sol; damos a essas regiões o nome altamente técnico de aglomerados. Dentro desses aglomerados, existem regiões menores e ainda mais densas chamadas núcleos. Os núcleos são embriões de estrelas. As condições nesses núcleos — baixa temperatura e alta densidade — são exatamente o que é necessário para criar estrelas. Lembre-se de que a essência da história de vida de qualquer estrela é a competição contínua entre duas forças: gravidade e pressão. A força da gravidade, puxando para dentro, tenta fazer uma estrela entrar em colapso. A pressão interna produzida pelos movimentos dos átomos de gás, empurrando-se para fora, tenta forçar a estrela a se expandir. Quando uma estrela está se formando pela primeira vez, a baixa temperatura (e, portanto, baixa pressão) e a alta densidade (portanto, maior atração gravitacional) funcionam para dar a vantagem à gravidade. Para formar uma estrela — ou seja, uma bola de matéria densa e quente capaz de iniciar reações nucleares nas profundezas — precisamos de um núcleo típico de átomos e moléculas interestelares que encolha de raio e aumente a densidade por um fator de quase 1020. É a força da gravidade que produz esse colapso drástico.
A nuvem molecular de Orion
Vamos discutir o que acontece nas regiões de formação estelar considerando um local próximo onde as estrelas estão se formando agora. Um dos berçários estelares mais bem estudados está na constelação de Orion, The Hunter, a cerca de 1500 anos-luz de distância (Figura\(\PageIndex{2}\)). O padrão do caçador é fácil de reconhecer pelo “cinto” conspícuo de três estrelas que marcam sua cintura. A nuvem molecular de Orion é muito maior do que o padrão estelar e é realmente uma estrutura impressionante. Em sua longa dimensão, ela se estende por uma distância de cerca de 100 anos-luz. A quantidade total de gás molecular é cerca de 200.000 vezes a massa do Sol. A maior parte da nuvem não brilha com a luz visível, mas trai sua presença pela radiação que o gás empoeirado emite nos comprimentos de onda do infravermelho e do rádio.
As estrelas no cinturão de Orion têm tipicamente cerca de 5 milhões de anos, enquanto as estrelas próximas ao meio da “espada” pendurada no cinturão de Orion têm apenas 300.000 a 1 milhão de anos. A região mais ou menos na metade da espada onde a formação estelar ainda está ocorrendo é chamada de Nebulosa de Orion. Cerca de 2200 estrelas jovens são encontradas nesta região, que tem apenas um pouco mais de uma dúzia de anos-luz de diâmetro. A Nebulosa de Orion também contém um pequeno aglomerado de estrelas chamado Trapézio (Figura\(\PageIndex{4}\)). As estrelas mais brilhantes do Trapézio podem ser vistas facilmente com um pequeno telescópio.
Compare isso com nossa própria vizinhança solar, onde o espaçamento típico entre estrelas é de cerca de 3 anos-luz. Apenas um pequeno número de estrelas no enxame de Orion pode ser visto com luz visível, mas imagens infravermelhas — que penetram melhor na poeira — detectam as mais de 2000 estrelas que fazem parte do grupo (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Estudos de Orion e outras regiões de formação estelar mostram que a formação estelar não é um processo muito eficiente. Na região da Nebulosa de Orion, cerca de 1% do material na nuvem foi transformado em estrelas. É por isso que ainda vemos uma quantidade substancial de gás e poeira perto das estrelas do Trapézio. O material restante é eventualmente aquecido, seja pela radiação e pelos ventos das estrelas quentes que se formam ou pelas explosões das estrelas mais massivas. (Veremos nos capítulos posteriores que as estrelas mais massivas passam por suas vidas muito rapidamente e terminam explodindo.)
Faça uma viagem pela Nebulosa de Orion para assistir a um belo passeio em vídeo narrado pela região.
Seja suave ou explosivamente, o material na vizinhança das novas estrelas é levado para o espaço interestelar. Grupos ou aglomerados de estrelas mais antigos agora podem ser facilmente observados na luz visível porque não estão mais envoltos em poeira e gás (Figura\(\PageIndex{5}\)).
Embora não saibamos o que inicialmente causou a formação de estrelas em Orion, há boas evidências de que a primeira geração de estrelas desencadeou a formação de estrelas adicionais, o que, por sua vez, levou à formação de ainda mais estrelas (Figura\(\PageIndex{6}\)).
A ideia básica da formação estelar desencadeada é a seguinte: quando uma estrela massiva é formada, ela emite uma grande quantidade de radiação ultravioleta e ejeta gás de alta velocidade na forma de um vento estelar. Essa injeção de energia aquece o gás ao redor das estrelas e faz com que ele se expanda. Quando estrelas massivas esgotam seu suprimento de combustível, elas explodem e a energia da explosão também aquece o gás. Os gases quentes se acumulam na nuvem molecular fria circundante, comprimindo o material nela e aumentando sua densidade. Se esse aumento na densidade for grande o suficiente, a gravidade superará a pressão e as estrelas começarão a se formar no gás comprimido. Essa reação em cadeia - onde as estrelas mais brilhantes e quentes de uma área se tornam a causa da formação de estrelas “ao lado” - parece ter ocorrido não apenas em Orion, mas também em muitas outras nuvens moleculares.
Existem muitas nuvens moleculares que formam apenas (ou principalmente) estrelas de baixa massa. Como as estrelas de baixa massa não têm ventos fortes e não morrem por explosão, a formação estelar desencadeada não pode ocorrer nessas nuvens. Também existem estrelas que se formam em relativo isolamento em núcleos pequenos. Portanto, nem toda formação estelar é originalmente desencadeada pela morte de estrelas massivas. No entanto, é provável que haja outros possíveis gatilhos, como ondas de densidade em espiral e outros processos que ainda não entendemos.
O nascimento de uma estrela
Embora regiões como Orion nos dêem pistas sobre como a formação de estrelas começa, os estágios subsequentes ainda estão envoltos em mistério (e muita poeira). Há uma enorme diferença entre a densidade do núcleo de uma nuvem molecular e a densidade das estrelas mais jovens que podem ser detectadas. As observações diretas desse colapso para uma densidade mais alta são quase impossíveis por dois motivos. Primeiro, os interiores envoltos em poeira das nuvens moleculares onde ocorrem nascimentos estelares não podem ser observados com luz visível. Em segundo lugar, o prazo para o colapso inicial — milhares de anos — é muito curto, astronomicamente falando. Como cada estrela passa uma fração tão pequena de sua vida nesse estágio, relativamente poucas estrelas estão passando pelo processo de colapso em um determinado momento. No entanto, por meio de uma combinação de cálculos teóricos e as observações limitadas disponíveis, os astrônomos reuniram uma imagem de quais provavelmente serão os primeiros estágios da evolução estelar.
O primeiro passo no processo de criação de estrelas é a formação de núcleos densos dentro de um aglomerado de gás e poeira (Figura\(\PageIndex{7}\) (a)). Geralmente, pensa-se que todo o material da estrela vem do núcleo, a estrutura maior ao redor da estrela em formação. Eventualmente, a força gravitacional do gás que cai se torna forte o suficiente para sobrecarregar a pressão exercida pelo material frio que forma os núcleos densos. O material então sofre um colapso rápido e, como resultado, a densidade do núcleo aumenta consideravelmente. Durante o tempo em que um núcleo denso se contrai para se tornar uma verdadeira estrela, mas antes do início da fusão de prótons para produzir hélio, chamamos o objeto de protoestrela.
A turbulência natural dentro de um aglomerado tende a dar a qualquer parte dele algum movimento inicial de rotação (mesmo que seja muito lento). Como resultado, espera-se que cada núcleo em colapso gire. De acordo com a lei de conservação do momento angular (discutida no capítulo sobre Órbitas e Gravidade), um corpo giratório gira mais rapidamente à medida que diminui de tamanho. Em outras palavras, se o objeto conseguir girar seu material em torno de um círculo menor, ele pode movê-lo mais rapidamente, como uma patinadora artística girando mais rápido enquanto ela coloca os braços apertados em seu corpo. Isso é exatamente o que acontece quando um núcleo se contrai para formar uma protoestrela: à medida que encolhe, sua taxa de rotação aumenta.
Mas todas as direções em uma esfera giratória não são criadas da mesma forma. À medida que a protoestrela gira, é muito mais fácil que o material caia diretamente nos pólos (que giram mais lentamente) do que no equador (onde o material se move mais rapidamente). Portanto, o gás e a poeira que caem em direção ao equador da protoestrela são “retidos” pela rotação e formam um disco giratório estendido ao redor do equador (parte b na Figura\(\PageIndex{7}\)). Você pode ter observado esse mesmo “efeito equador” no passeio pelo parque de diversões em que fica de costas para um cilindro que é girado cada vez mais rápido. Ao girar muito rápido, você é empurrado contra a parede com tanta força que não pode cair em direção ao centro do cilindro. O gás pode, no entanto, cair facilmente na protoestrela a partir de direções distantes do equador da estrela.
A protoestrela e o disco neste estágio estão embutidos em um envelope de poeira e gás do qual o material ainda está caindo sobre a protoestrela. Esse envelope empoeirado bloqueia a luz visível, mas a radiação infravermelha pode passar. Como resultado, nessa fase de sua evolução, a própria protoestrela está emitindo radiação infravermelha e, portanto, é observável apenas na região infravermelha do espectro. Uma vez que quase todo o material disponível foi acumulado e a protoestrela central atingiu quase sua massa final, ela recebe um nome especial: é chamada de estrela T Tauri, em homenagem a um dos membros mais bem estudados e brilhantes dessa classe de estrelas, que foi descoberta no constelação de Touro. (Os astrônomos têm a tendência de nomear tipos de estrelas com base no primeiro exemplo que descobrem ou entendem. Não é um sistema elegante, mas funciona.) Somente estrelas com massas menores ou semelhantes à massa do Sol se tornam estrelas T Tauri. Estrelas massivas não passam por esse estágio, embora pareçam seguir o cenário de formação ilustrado na Figura\(\PageIndex{7}\).
Ventos e jatos
Observações recentes sugerem que as estrelas T Tauri podem, na verdade, ser estrelas em um estágio intermediário entre protoestrelas e estrelas que se fundem com hidrogênio, como o Sol. Imagens infravermelhas de alta resolução revelaram jatos de material, bem como ventos estelares provenientes de algumas estrelas T Tauri, prova de interação com seu ambiente. Um vento estelar consiste principalmente de prótons (núcleos de hidrogênio) e elétrons saindo da estrela a velocidades de algumas centenas de quilômetros por segundo (várias centenas de milhares de milhas por hora). Quando o vento começa pela primeira vez, o disco de material ao redor do equador da estrela bloqueia o vento em sua direção. Onde as partículas de vento podem escapar com mais eficiência é na direção dos pólos da estrela.
Na verdade, os astrônomos viram evidências desses feixes de partículas saindo em direções opostas das regiões polares de estrelas recém-formadas. Em muitos casos, esses feixes apontam para a localização de uma protoestrela que ainda está tão completamente envolta em poeira que ainda não podemos vê-la (Figura\(\PageIndex{8}\)).
Ocasionalmente, os jatos de partículas de alta velocidade que saem da protoestrela colidem com um pedaço de gás um pouco mais denso nas proximidades, excitam seus átomos e fazem com que eles emitam luz. Essas regiões brilhantes, cada uma delas conhecida como objeto Herbig-Haro (HH) em homenagem aos dois astrônomos que as identificaram pela primeira vez, nos permitem rastrear o progresso do jato a uma distância de um ano-luz ou mais da estrela que o produziu. A figura\(\PageIndex{9}\) mostra duas imagens espetaculares de objetos HH.
O vento de uma estrela em formação acabará por varrer o material que permanece no envelope obscuro de poeira e gás, deixando para trás o disco nu e a protoestrela, que podem então ser vistos com luz visível. Devemos observar que, neste momento, a protoestrela em si ainda está se contraindo lentamente e ainda não atingiu o estágio da sequência principal no diagrama H-R (um conceito introduzido no capítulo As Estrelas: Um Censo Celestial). O disco pode ser detectado diretamente quando observado em comprimentos de onda infravermelhos ou quando é visto em silhueta contra um fundo brilhante (Figura\(\PageIndex{10}\)).
Essa descrição de uma protoestrela cercada por um disco rotativo de gás e poeira se parece muito com o que aconteceu em nosso sistema solar quando o Sol e os planetas se formaram. De fato, uma das descobertas mais importantes do estudo da formação estelar na última década do século XX foi que os discos são um subproduto inevitável do processo de criação de estrelas. A próxima pergunta que os astrônomos se propuseram a responder foi: os discos ao redor das protoestrelas também formarão planetas? E se sim, com que frequência? Voltaremos a essas questões mais adiante neste capítulo.
Para manter as coisas simples, descrevemos a formação de estrelas únicas. Muitas estrelas, no entanto, são membros de sistemas binários ou triplos, onde várias estrelas nascem juntas. Nesse caso, as estrelas se formam quase da mesma maneira. Binários amplamente separados podem ter seu próprio disco; binários próximos podem compartilhar um único disco.
Resumo
A maioria das estrelas se forma em nuvens moleculares gigantes com massas tão grandes quanto 3 × 106 massas solares. A nuvem molecular mais bem estudada é a Orion, onde a formação de estrelas está ocorrendo atualmente. As nuvens moleculares normalmente contêm regiões de maior densidade chamadas aglomerados, que por sua vez contêm vários núcleos ainda mais densos de gás e poeira, cada um dos quais pode se tornar uma estrela. Uma estrela pode se formar dentro de um núcleo se sua densidade for alta o suficiente para que a gravidade possa sobrecarregar a pressão interna e causar o colapso do gás e da poeira. O acúmulo de material é interrompido quando uma protoestrela desenvolve um forte vento estelar, fazendo com que jatos de material sejam observados vindos da estrela. Esses jatos de material podem colidir com o material ao redor da estrela e produzir regiões que emitem luz que são conhecidas como objetos Herbig-Haro.
Glossário
- nuvens moleculares gigantes
- nuvens interestelares grandes e frias com diâmetros de dezenas de anos-luz e massas típicas de 105 massas solares; encontradas nos braços espirais das galáxias, essas nuvens são onde as estrelas se formam
- Objeto Herbig-Haro (HH)
- nós luminosos de gás em uma área de formação estelar que são definidos para brilhar por jatos de material de uma protoestrela
- protoestrela
- uma estrela muito jovem ainda em processo de formação, antes do início da fusão nuclear
- vento estelar
- a saída de gás, às vezes em velocidades de até centenas de quilômetros por segundo, de uma estrela