Ficha de Astronomia 20

Estrelas: Formação. Meio interestelar

Estrelas não são eternas. Elas nascem, irradiam luz própria por certo tempo e, depois que o combustível nuclear acaba, entram na fase terminal. Nesta FICHA falaremos da formação das estrelas no meio interestelar.

Meio interestelar

O vasto espaço entre as estrelas numa galáxia é o meio interestelar. Ele não é vazio, mas contém gás e poeira. Na nossa Galáxia eles representam 2% da matéria visível, cerca de 4 bilhões de sóis! A matéria interestelar é mais concentrada no plano da Galáxia onde estão os braços espirais.

O gás é frio (< 100 K. Nossa temperatura ambiente é 300 K) e rarefeito (1 a 1 milhão de moléculas por centímetro cúbico. No ar que respiramos há 24 quintilhões). O gás consiste principalmente em hidrogênio (atômico ou molecular) e hélio. Elementos mais pesados contribuem com apenas 1%.

A poeira consiste em grãos sólidos com menos de 1 mícron (0,001 mm). Em média há apenas 1 grão para cada trilhão de moléculas. Assim mesmo as nuvens de poeira atenuam a radiação visível, ultravioleta e X de astros que estejam atrás. Um exemplo é o Saco de Carvão no Cruzeiro do Sul. Embora a poeira esteja dispersa, a distância percorrida pela luz estelar até chegar a nós é imensa. A quantidade de poeira ao longo de toda a linha-de-visada acaba sendo grande. A poeira, no entanto, é praticamente transparente à radiação infravermelha e ondas de rádio. Assim, através da radioastronomia podemos detectar a emissão do hidrogênio atômico¹ interestelar, mesmo que na luz visível a região esteja obscurecida pela poeira. Desta forma foi mapeada a distribuição do hidrogênio e a rotação da nossa e de outras galáxias.

A atenuação da luz visível pela poeira é acompanhada do fenômeno do avermelhamento da luz estelar. Este nome, embora consagrado no jargão astronômico, é impróprio. Não ocorre avermelhamento como se a cor original da luz fosse alterada. Os pequeninos grãos de poeira interestelar desviam para outras direções mais a luz de comprimentos de onda mais curtos (azul) do que a luz de comprimentos de onda mais longos (vermelha). Portanto quem observa uma estrela através da poeira interestelar notará que sua luz perdeu mais componente azul do que vermelha. Isso pode ser constatado em época de queimadas quando a atmosfera da Terra fica carregada de partículas finas de fuligem. Ao se pôr no horizonte, o Sol é visto como um disco avermelhado. Não houve um avermelhamento da luz, mas a componente vermelha original foi menos desviada para outras direções e se manteve mais intacta.

Os grãos de poeira interestelar têm composição bem menos conhecida do que o gás interestelar. Eles podem ser compostos de ferro, grafite (carbono), silicatos e gelos de água, metano e amônia.

O meio interestelar abriga várias entidades, dentre elas as nebulosas de emissão, nuvens cujo brilho é excitado por alguma estrela quente no seu interior (se essa estrela é jovem, trata-se de Região HII; se ela é velha, a nebulosa foi ejetada pela estrela central e trata-se de Nebulosa Planetária), nuvens escuras de poeira (p. ex., Saco de Carvão), nebulosas de reflexão (a poeira reflete a luz estelar, corno nas Plêiades) e restos de supernova (p. ex., Nebulosa do Caranguejo na constelação do Touro).

Nuvens moleculares: berçários de estrelas

Já se sabia da existência de certas regiões, do meio interestelar que eram anormalmente densas. Mas somente na década de 70, graças à radioastronomia, tais regiões foram reconhecidas como novas entidades e denominadas nuvens moleculares. Elas podem ser observadas através das ondas de rádio emitidas por moléculas que elas contêm, tais como, monóxido de carbono (CO), água (H₂O), cianeto de hidrogênio (HCN), formaldeído (H₂C0), amônia (NH₃) e outras mais complexas. Embora essas moléculas sejam minoritárias em relação ao hidrogênio molecular, elas podem ser mais facilmente detectadas.

Nessas nuvens a temperatura é extremamente baixa (20 K) e a densidade do gás pode chegar a 1 milhão de moléculas por centímetro cúbico. Por isso o hidrogênio não é mais atômico, mas molecular. Tais nuvens são geralmente escuras porque têm poeira abundante que impede a penetração de radiação externa. Assim é evitada a destruição de moléculas pela radiação ultravioleta de estrelas quentes próximas. Além disso, na superfície dos grãos ocorrem reações formadoras de moléculas.

Essas nuvens moleculares são o local de formação estelar. Elas se conectam umas às outras formando enormes complexos com cerca de 150 AL contendo o equivalente a milhões de sóis na forma de gás e poeira. De fato, as nuvens moleculares são as maiores entidades da Galáxia e conhece-se cerca de mil delas. Ao sul das Três Marias, no meio da espada de Órion, há uma nebulosa de emissão, a Nebulosa de Órion que pode ser vista a olho nu. Ela abriga estrelas jovens e em formação. Ao redor dela há nuvens moleculares invisíveis na luz visível, mas observáveis em infravermelho e ondas de rádio.

Estima-se que na nossa Galáxia se formam atualmente umas dez estrelas por ano. Isso consome matéria interestelar. Mas estrelas nas fases mais avançadas de sua evolução (gigantes, supernovas e nebulosas planetárias) devolvem ao meio interestelar matéria com maior teor de elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio, produzidos por elas mesmas. Assim o teor de elementos pesados aumenta no meio interestelar e na composição química inicial das novas gerações de estrelas.

Contração gravitacional

Numa nuvem molecular, duas forças atuam em sentidos opostos. A gravidade tende a comprimi-la. Uma força originária da pressão do gás tende a expandi-la. A nuvem molecular permanece equilibrada, sem se expandir nem contrair, se essas duas forças se contrabalançarem.

Figura I. É destacada uma partícula (bolinha preta) na nuvem molecular. Se a força da gravidade que nela atua para dentro for igual à força originária da pressão do gás que atua para fora, essa partícula estará em equilíbrio. Se todas as partículas da nuvem estiverem em equilíbrio, a nuvem estará em equilíbrio.

Estrelas começam a se formar quando, num bolsão de uma nuvem molecular, o equilíbrio é rompido porque a gravidade supera a força contrária. Um bolsão com cerca de 10 AL começa então a se contrair. O início é fortuito. Pode ser deflagrado pela compressão causada por uma estrela quente próxima, pela explosão de uma supernova etc. Contendo uma massa correspondente a milhares de sóis, o bolsão, todavia, não forma uma única estrela com milhares de massas solares. Ele se subdivide em milhares de fragmentos com cerca de um centésimo da dimensão inicial. Cada fragmento irá se contrair e formar uma estrela. Por isso muitas estrelas fazem parte de aglomerados ou associações que levam bilhões de anos para se dispersarem. Assim, estrelas de aglomerados e associações têm composição química e idade comuns, diferindo entre si na massa. Estrelas duplas ou múltiplas podem se originar de um fragmento com rotação muito rápida.

Protoestrelas

Inicialmente a contração de um fragmento é rápida. A parte central se aquece, mas, por não ser ainda suficientemente densa, deixa a radiação escapar e se resfria, sem que a pressão interna aumente e refreie o ímpeto da contração. Temos então uma protoestrela que irradia. Imersa numa nuvem de poeira, a protoestrela não pode ser vista diretamente na luz visível. Mas a poeira circundante é aquecida e sua emissão em infravermelho denuncia que uma estrela está nascendo. Quando o Sol se tornou protoestrela, sua luminosidade era mil vezes maior que a atual e o raio, cem vezes, mas a temperatura na superfície era 3 mil K.

À medida que a parte central da protoestrela se torna mais densa, a radiação já não consegue escapar como antes. A temperatura aumenta e, com ela, a pressão que se opõe à contração. Quando a temperatura central atinge 10 milhões K, as reações nucleares de fusão do hidrogênio em hélio podem começar. Nesse momento termina a fase protoestelar, pois acaba de nascer uma estrela propriamente dita. Numa protoestrela a energia irradiada provém da contração gravitacional. Numa estrela a origem da energia é nuclear.

Fragmentos com menos que 8 centésimos da massa do Sol (80 vezes a Massa de Júpiter), jamais se tornarão estrelas porque a temperatura central jamais será alta o suficiente para deflagrar as reações nucleares. Tais objetos existem no Universo e são as anãs marrons.

O estágio final de uma protoestrela é a fase T Tauri (Figura 2), nome esse de um objeto da constelação do Touro que se tornou paradigma. Nessa fase a protoestrela ejeta intenso vento estelar, sua poeira circundante irradia radiação infravermelha e as últimas parcelas de gás que caem intermitentemente na sua superfície produzem radiação ultravioleta.

Figura 2. Sendo o fragmento geralmente dotado de rotação, ao redor da protoestrela forma-se um disco equatorial que dará origem aos planetas. Muitas T Tauri estão associadas com brilhantes jatos perpendiculares ao disco (objetos Herbig-Haro).

Quando o Sol se tornou estrela, seu raio media 1 milhão km, sua temperatura 4500 K e sua luminosidade 1/3 da atual. A fase protoestelar do Sol durou cerca de 10 milhões de anos mas, desde a contração do bolsão, passaram-se 50 milhões de anos. A formação é mais rápida se a massa do fragmento for maior, e vice-versa. Com massa maior, a estrela resultante será mais quente. Sua radiação intensa e energética vaporizará e removerá a matéria interestelar em torno dela e das estrelas vizinhas recém-formadas que, assim, se tornam diretamente observáveis na luz visível.


¹ O átomo de hidrogênio consiste num próton com um elétron. Estando o átomo no nível de mínima energia, o elétron pode girar no mesmo sentido que o próton, ou no sentido inverso. No primeiro estado o átomo tem mais energia. Da transição para o segundo estado resulta a emissão de um fóton com frequência de 1420 MHz ou comprimento de onda de 21 cm.


Leitura recomendada:

Machado, José Alberto Marcondes.: “Evolução Estelar”, Cap. 12, Astronomia e Astrofísica, W. J. Maciel (Ed.), IAG/USP, 205-216, 1991 Lépine, Jacques R. D.: “Meio Interestelar”, Cap. 14, Astronomia e Astrofísica, W. J. Maciel (Ed.), IAG/USP, 237-248, 1991

Texto, Figuras e Composição: Oscar T. Matsuura (MAST/MCTIC) Diagramação: Henrique Lins de Barros (MAST/MCTIC) MUSEU DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS AFINS (MAST/MCTIC) Rua General Bruce, 586 (São Cristóvão) (021)3514-5200

Texto e Figuras: Dr. Oscar T. Matsuura
Colaboração: Dr. Henrique Lins de Barros
Colaboração de atualização: Omar Martins
Revisão: Dr. Eugênio Reis

 

 

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