Esquema de a massa estrelar
TIPOS
EVOLUTIVOS ESTELARES
Se, para
todas as estrelas observadas, for feito um diagrama do brilho (absoluto) contra
a cor (diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama HR), nem todas as combinações
de brilho e cor ocorrem. Poucas estrelas estão na região de baixo brilho e cor-quente
(as anãs brancas), mas as maiorias das estrelas segue numa faixa, chamada Seqüência
Principal. Estrelas de baixa massa da seqüência principal são pequenas e frias.
Elas são avermelhadas e são chamadas de anãs vermelhas ou (ainda mais frias),
anãs marrons. Essas pertencem a uma classe de corpos celestes inteiramente
diferentes da classe das anãs brancas. Nas anãs vermelhas, como em todas as
estrelas da seqüência principal, a pressão que contrabalança a força
gravitacional é causada pelo movimento térmico do gás. A pressão obedece à lei
dos gases ideais. Outra classe de estrelas é chamada de gigantes: estrelas na
região de alto brilho no diagrama HR. São estrelas infladas pela pressão de
radiação como balões onde a energia liberada pela fusão nuclear funciona como o
ar que afasta as camadas externas do centro estelar e, por isto, são muito
grandes.
ESTRELAS
DA SEQUENCIA PRINCIPAL
São as
estrelas que entram na seqüência principal, saindo da fase de proto-estrela,
assim que a temperatura de seu núcleo atinge um valor suficiente para iniciar a
fusão de hidrogênio em hélio e permanecerá nela até que esta fase se esgote e
passe para a fase de subgigante ou gigantes vermelhas.A posição e o tempo que
uma estrela permanecerá na seqüência principal dependem criticamente de sua
massa. As estrelas de maior massa, as quentes e azuis das classes estelares O e
B queimam rapidamente seu estoque de hidrogênio e, portanto permanecem na
seqüência principal por pouco tempo, de onde saem para a fase de gigantes
vermelhas.
Estrelas
não tão massivas e mais frias, que queimam hidrogênio, como as anãs vermelhas,
aparecem no canto inferior da seqüência principal e permanecem lá por centenas
de bilhões de anos.
PLANETAS
GIGANTES OU QUASE ESTRELAS
Júpiter
No
universo temos casos de estrelas que foram abortadas por não terem massa
suficiente para gerar reações nucleares fortes o suficiente para começar em
seus núcleos a reação em cadeia gerando a fusão do hidrogênio em hélio. As quase
estrelas são de grande volume e massa se comparadas a um planeta, geram calor
interno suficiente para manter uma temperatura superficial bem mais elevada que
o espaço a sua volta, e independente de receberem ou não energia térmica de uma
estrela próxima.
Temos
como exemplo em nosso sistema solar o planeta Júpiter que se caracteriza como
um mini sistema solar com meia centena de satélites girando a sua volta, alguns
com o tamanho de pequenos planetas. Devido as pressões que possuem, seus
núcleos de hidrogênio adquirem característica de um metal, conduzindo
eletricidade e ao sofrerem ação da energia rotacional, produzem como o núcleo
da terra um forte campo magnético, que no caso de Júpiter se alastra por
milhões de km.
Auroras
boreais em Júpiter
ESTRELAS DE BERÇÁRIOS
São estrelas
muito novas ainda de baixa densidade encontradas frequentemente nas nuvens
interestelares onde nasceram. São grandes
apenas o suficiente para serem estrelas, sendo da variedade das anãs marrom. Nas
regiões de nascimento estelar nas nebulosas da nossa galaxia as estrelas estão
em uma corrida umas com as outras.
A primeira a
transformar em proto-estrela ( que são objetos muito violentos) irá destruir os
outros berçários na região, espalhando o seus gazes. O material das vítimas
então irão provavelmente transformar-se em estrelas da sequência principal ou
estrelas anãs marrons das classes L e T, mas que serão completamente invisíveis
para nós. Como estas estrelas vivem muito tempo (nenhuma estrela abaixo de 0.8
massas solares morreu desde o início da história da galáxia) então estas
estrelas irão se acumular com o tempo.
São estrelas
obscuras, quase não emitem luz vivível, mas sim emissões mais fortes dentro da
gama infra-vermelha. Sua temperatura de superficial esta meramente acima de
1.000 K. Moléculas complexas podem se formar, evidenciado pelas linhas fortes
de metano e água em seus espectros.
PROTO
ESTRELAS
Exemplo
de estrelas jovens com disco de poeira planetário ao seu redor
Esquema da formação de uma
protoestrela tipo I de metalicidade, e de um sistema planetário adjunto (fotos
do Hubble).
Uma proto estrela antes da total
fusão de seu núcleo e posterior expulsão do disco de acresço= ao seu entorno.
FASE
DE EVOLUÇÃO
Uma
proto estrela forma-se pela contração de uma nuvem molecular gigante no meio
interestelar.
CONTRAÇÃO
Nebulosa cabeça de cavalo, famosa
nuvem molecular gigante.
Uma nuvem
molecular gigante pode estar em um estado de equilíbrio dinâmico como um
todo. A energia de ligação gravitacional da nuvem é balanceada pela pressão
térmica, pressão magnética e velocidade orbital das moléculas que a compõem.
Qualquer
perturbação poderia abalar este estado de equilíbrio. Exemplos destas
perturbações são as ondas de choque de supernovas, ondas de densidade espiral
dentro das galáxias, ou a aproximação ou colisão com outras nuvens. Qualquer
que seja a fonte do distúrbio, se ela é suficientemente forte para provocar que
a força da gravidade se torne maior do que os fatores de equilíbrio em uma
região particular da nuvem, a nuvem passa a se contrair e acumular massa em um
determinado ponto.
AQUECIMENTO
Quando a
nuvem se contrai, ela começa a aumentar em temperatura. Isto é causado pela
conversão da energia gravitacional para energia térmica cinética. Se uma
partícula diminui sua distancia do centro da contração, isto irá resultar em
uma diminuição da sua energia gravitacional. Quanto mais a nuvem contrai, mais
a temperatura se eleva.
Colisões
entre moléculas freqüentemente as colocam em um estado excitação, forçando-as a
emitir radiação para se livrar do excesso de energia. A maior parte desta
radiação, normalmente de uma freqüência característica, irá escapar, prevenindo
o rápido aumento na temperatura da nuvem. Quando a temperatura é entre 10 a 20
Kº (kelvins) esta radiação encontra-se na faixa das micro-ondas ou
infravermelho. Na realidade as proto-estrelas raramente são vistas à luz normal,
pois estão escondidas pela sua escura nebulosa. Somente as radiações
infravermelhas (e de rádio) conseguem levantar este véu e revelar as estrelas
que se encontram lá dentro.
Na medida
em que a nuvem se contrai, a densidade das moléculas aumenta. Isto ira
eventualmente tornar mais difícil a fuga da radiação emitida. Devido a isto, o
gás se torna cada vez mais opaco e a radiação e a temperatura dentro da nuvem
aumentam cada vez mais rapidamente. A velocidade de contração da protoestrela depende da sua gravidade e massa, e o colapso
só para quando a temperatura no núcleo da estrela é suficiente para desencadear
reações nucleares.
O VAZIO
Herschel, o grande telescópio
espacial infravermelho da ESA, fez uma descoberta incomum localizou um buraco
no espaço. Este buraco forneceu aos cientistas um surpreendente caminho para
elucidar o final do processo de formação de estrelas.
Embora já se tenha observado jatos
de plasma e ventos estelares originados de estrelas novas, permanece como um
mistério a forma exata como uma estrela provoca o afastamento do material
envolvente e consegue emergir do seu casulo de nascimento. Ao mirar este
‘buraco cósmico’ o Herschel flagrou um passo inesperado neste processo da
formação estelar, quando a proto estrela ascende limpando a área ao seu redor.
NASCIMENTO
A fase
anterior a da sequência principal, se inicia quando o processo de contração da
nuvem atinge um ponto crítico, encerrando o período de protoestrela. A energia
liberada durante esta transformação encerra a contração, perturbando e
dispersando grande parte do restante da nuvem.
Protoestrelas
de massa próxima à do Sol tipicamente levam em torno de 10 milhões de anos para
evoluir de uma nuvem molecular para a seqüência principal. As proto-estrelas de
15 massas solares evoluem muito mais rapidamente, tipicamente levando somente 20
mil anos para alcançar a seqüência principal e as poucas proto-estrelas de
massa 100 vezes superior à do Sol, atingem essas temperaturas e pressões tão
rapidamente que explodem sem nunca entrar na seqüência principal.
FRAGMENTAÇÃO
Protoestrelas
As
estrelas são freqüentemente encontradas em grupos aparentemente formados ao
mesmo tempo, conhecidos como clusters. Isto pode ser explicado ao
observar que a contração da nuvem não se dá de modo uniforme. A nuvem molecular
gigante pode ter velocidade turbulenta em diversas direções dentro da nuvem.
Estas velocidades comprimem a nuvem através de ondas de choque, as quais geram filamentos
e estruturas agrupadas dentro da nuvem em diversas dimensões e densidades.
Este
processo é designado como fragmentação turbulenta. Algumas estruturas agrupadas
poderão exceder a massa limite de estabilidade, se tornando gravitacionalmente
instáveis, com isso fragmentando uma parte da nuvem e contraindo este fragmento
em um ou mais pontos em que estrelas poderão surgir.
A nuvem
pode fragmentar em porções menores, áreas densas as quais por sua vez podem se
fragmentar em áreas menores ainda. O resultado obtido é um aglomerado
proto-estrelar, que futuramente poderá gerar um cluster de estrelas com
idade semelhante.
Jatos de água expelidos de uma proto-estrela.
Á 750 anos-luz da Terra, á uma
proto-estrela que ainda esta envolta na nuvem de gás e poeira que se formou, e
esta literalmente regando o espaço em torno dele com enormes quantidades de
água. Através de dois jatos gigantes, um em cada pólo, a nova estrela está
afastando, a cada segundo, tempo equivalente a cem milhões o fluxo da Amazônia.
A estrela, que tem mais de cem
mil anos e está na constelação de Perseu, sendo da mesma classe que o nosso
Sol.
A pesquisa, publicada na revista
Astronomy & Astrophysics, foi liderada por Lars Kristensen, astrônomo da
Universidade de Leiden, que diz que a taxa na qual a água é expelida “chega a 200,
000 km. Por hora , cerca de 80 vezes mais rápido que as balas disparadas por
uma arma. “
A primeira conclusão é que a água
de Kristensen, foi formada próximo da estrela, a temperaturas de alguns
milhares de graus. No entanto, quando a água ao ser expulsa violentamente para
o espaço encontra áreas muito mais quentes, incluindo mais de 100 mil graus, volta
ao seu estado gasoso.
Mas uma vez que estes gases
atingem as camadas externas bem mais frias da nuvem de material em torno do
proto-estrela, a cerca de 5.000 vezes a distância que separa a Terra do Sol.
Sua temperatura mais branda cria uma frente de choque, em que os gases podem
ser rapidamente resfriados, se condensado e convertendo-se novamente de volta à
água liquida.
Ao que parece esses fenômenos são
uma parte normal do crescimento nas estrelas. E também o nosso Sol poderia ter
“jogado com pistolas de água” durante sua infância. A água certamente poderia
ter ajudado a “semente” do meio interestelar agregando todos ou grande parte
dos ingredientes necessários para a vida.
ESTRELAS PEQUENAS E POUCO MASSIVAS
São
estrelas anãs que possuem ate cinco vezes a massa do sol e, portanto não tão
massiva para explodir como uma super nova, algumas com maior massa irão se expandir no estágio gigante vermelha,
depois suas camadas internas irão implodir e se compactar num astro muito menor
do que eram originalmente. As camadas externas irão ser expelidas para todos os
lados em forma de um anel até irem para o espaço interestelar.
Outras
com menor massa como as estrelas anãs vermelhas, cuja massa fica entre 10% a
50% da massa solar, são muito mais perigosas (salvo é claro as supernovas e
hipernovas), para seu sistema planetário, pois libera poderosas
tempestades que podem irradiar
nocivamente planetas próximos. Essa instabilidade pode declinar à medida que a
anãs vermelhas envelhecem. Assim os cientistas não descartaram
totalmente essas estrelas como
lugares potenciais a vida, mas certamente a evolução da vida em planetas
habitáveis dessas estrelas sofrerá desafios descomunais pois terá que evoluir
mais rapidamente do que o ocorrido na Terra.