TOMO XI - O DESTINO ESTA NA MASSA

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.