TOMO XIV-ESTRELAS DE GRANDE DIÂMETRO - PARTE 1

 

São estrelas de grande diâmetro estão acima de 08 vezes o do Sol sendo divididas em Estrelas de Grande Diâmetro massivas e de Grande diâmetro pouco massivas.

AS MASSIVAS

Estrelas Hipergigantes

As estrelas hipergigantes são estrelas que possuem massa acima de 50 vezes a massa do Sol e luminosidade acima de 1 milhão de vezes àquela emitida pela estrela do Sistema Solar. Supõem-se que as primeiras estrelas no universo eram consideravelmente mais brilhantes e maciças do que as estrelas do universo moderno. Estas estrelas eram parte da  população III de estrelas como já vistas no inicio deste livro ( página 38 ). Sua existência é necessária para explicar observações de elementos além de hidrogênio e hélio em quasares. Fora observado na primeira década dos anos 2000 a objetos que são tão maciços que nem resquícios moribundos chegam a deixar em sua implosão nuclear.

No final de 2006, astrônomos observaram a maior explosão estrelar que se tem noticia, e isto a 240 milhões de anos luz da terra, 100 vezes mais intensa que a mais intensa de uma supermassiva comum já avistada. Era uma estrela hipermassiva com o nome de 2006GY, que possuia massa entre 150 e 200 vezes a do Sol, fora a estrela mais maciça já observada até o momento. Possivelmente fora uma amostra de como eram a morte das primeiras estrelas hipermassivas, que a todas as demais originaria.

A próxima explosão de uma supernova e de grande força, a ser observada na nossa vizinhança pode ser a de Eta Carinae, uma estrela a 7,5 mil anos-luz. Visível apenas no Hemisfério Sul, ela chegou a rivalizar com Sirius no ano de 1843 como uma das estrelas mais brilhantes do céu. Décadas depois, foi observado que Eta Carinae estava perdendo sua luz até que, ela dobrou de brilho.

Graças às pesquisas realizadas pelo professor do Instituto de Astronomia da Universidade de São Paulo (USP) Augusto Damineli foi possível provar que a estrela é na realidade um sistema duplo e passa por eventos de baixa excitação, algo como flashes, a cada 5 anos e meio e o ultimo fora no inverno de 2014. Felizmente, quando Eta Carinae explodir, a maior parte da energia liberada será espalhada ou absorvida pela imensidão do espaço. Por estarmos a uma distância suficientemente grande da estrela, a explosão de raios gama também não atingirá a Terra. Não é possível prever com exatidão quando isso vai acontecer, mas quando o astro se for, a luminosidade será como a de 10 luas no Hemisfério Sul quando se teria praticamente um mês sem noite.

Estrela hipergigante VY Canis Majoris,

Uma das maiores estrelas do universo conhecido. Espreitando no cosmos a cerca de 4.900 anos-luz da Terra (cerca de 28,8 quatrilhões de quilômetros de nossa casa), Canis Majoris é um monstro. Se essa estrela estivesse no centro do nosso sistema solar, se estenderia para além da órbita de Saturno.

Como comparação, a circunferência do nosso Sol é de aproximadamente 4,3 milhões de quilômetros, enquanto a de Canis Majoris é de aproximadamente 3 bilhões de quilômetros. A quantidade de energia que o nosso Sol emite em 1 ano é igual ao que está hipergigante lança em alguns segundos.

Anteriormente, a Estrela da Pistola era o objeto estelar mais pesado conhecido. Medindo cerca de 150 massas solares, e abrangendo cerca de 4 anos-luz, a maior concha de gás expelida pela estrela da Pistola é tão grande que poderia se esticar a partir de nosso Sol até as pontas da estrela mais próxima (Próxima Centauro, que está a cerca de 4,2 anos-luz de distância).

Estrela hipergigante R136a1

Mas, com uma massa que já foi de 320 vezes maior do que a do Sol de, R136a1 torna a pistola uma minúscula partícula.

Descoberta no início de julho de 2010, R136a1 é a estrela de maior massa no nosso canto do universo, e também tem a maior luminosidade. Atualmente, a estrela tem uma massa de 265 vezes a massa solar. Mas quando ela nasceu (cerca de um milhão de anos atrás), a estrela pesava 320 vezes mais do que o sol. No entanto, estrelas pesadas rapidamente perdem massa, convertendo-a em energia. R136a1 já perdeu 20% da sua massa durante sua curta vida.

Em termos cósmicos, R136a1 ainda é um bebê. Mas, infelizmente, a sua vida já está chegando ao fim. Os cientistas estimam que as estrelas desse porte vivem apenas 3 milhões de anos.

Estrelas WOLF-RAYET

São estrelas supermassivas com massa entre 25 e 100 vezes a do nosso Sol e super luminosas tendo temperaturas superficiais de  até 70,000 ºK.  São notavelmente diferentes da demais já que são formadas na maior parte por hélio em vez do hidrogênio. Elas são consideradas como Supergigantes em processo de morte, com sua camada de hidrogênio arrancada pelos quentes ventos estelares causados por suas altas temperaturas, expondo assim seu núcleo quente do hélio.

Estrelas Supergigantes

As estrelas supergigantes podem ter massas de 8 a 70 massas solares e brilho de 30.000 a centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol, variando sua cor do Azulada, laranja ou vermelha. Seu raio varia consideravelmente entre 30 e 500, ou mesmo em mais de 1000 raios solares. A lei de Stefan-Boltzmann estabelece que as superfícies relativamente frias das supergigantes vermelhas irradiam muito menos energia por unidade de área do que aquelas das supergigantes azuis; assim, para uma dada luminosidade, supergigantes vermelhas são maiores do que suas contrapartidas azuis.

As estrelas supergigantes por causa de suas massas excessivas, possuem um curto (em termos estelares) ciclo de vida, de somente 10 a 50 milhões de anos, e são observadas principalmente em estruturas cósmicas jovens tais como aglomerados abertos, nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. Elas são menos abundantes no núcleo de galáxias espirais, e raramente são observadas em galáxias elípticas ou aglomerados globulares, sendo que a maioria dos quais supõe-se ser constituídos de estrelas velhas.

As estrelas supergigantes ocorrem em todas as classes espectrais, de jovens supergigantes azuis classe O até velhas supergigantes vermelhas classe M. Rígel, a estrela mais brilhante da constelação de Orion é uma típica supergigante branco-azulada; por outro lado, Betelgeuse e Antares são supergigantes vermelhas.

Como já falado o destino esta na massa, se for superior a 6 vezes a massa do sol a estrela ao expelir suas camadas em uma explosão de proporções dantescas, pode se tornar um pulsar, um magnetar ou se torna um buraco negro convencional.

Estrelas Gigantes

 

São conhecidas como estrelas gigantes normais.

Em geral entram dentro deste grupo aquelas estrelas gigantes que não são tão brilhantes nem tão massivas como para ser classificadas como supergigantes.

São estrelas gigantes têm raios entre 10 e 100 raios solares e luminosidade entre 10 e 1.000 vezes a do Sol. Uma estrela quente e luminosa da seqüência principal também pode ser citada como gigante, além disso, por conta de seus grandes raios e luminosidade, estrelas gigantes estão acima da seqüência principal (luminosidade de classe V na classificação estelar Yerkes) do diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às luminosidades classes II ou III.

TOMO XIII - ESTRELAS DE MASSA SOLAR

São estrelas com massa acima de 50% a Solar e até 10 massas solares. Estas passarão ao contrário de estrelas anãs vermelhas pela fase de evolução de gigante vermelha a Supergigante vermelha Tem uma duração menor que as anãs vermelhas, mas bem mais estável com pequenas oscilações que em geral não comprometem durante aproximadamente 10 bilhões de anos o seu sistema planetário.

  

Anã Laranja

As estrelas anãs-laranjas são os verdadeiros oásis para a evolução da vida.

Á um exoplaneta rico em CO2 orbitando a estrela anã-laranja HD 189733.

O lugar mais apropriado para a existência da vida deve ser em volta de estrelas ligeiramente menos massivas que o Sol, denominadas anãs laranjas, conforme análise publicada recentemente.

Essas estrelas da classe espectral K correspondem a 12,1% das estrelas próximas do Sol e vivem bem mais que o Sol. A vida útil de uma estrela é o tempo de permanência na seqüência principal; e têm zonas habitáveis onde água líquida pode existir em planetas, uma área bem segura tanto quanto a do Sol, ou  aquelas que se apresentam nas estrelas anãs vermelhas menores.

As estrelas semelhantes em massa ao Sol, classificadas como anãs amarelas têm recebido o máximo de atenção dos caçadores de exoplanetas. Mas as pesquisas recentes sugerem que as anãs laranjas constituem de fato melhores lugares para a busca de planetas habitáveis.

As anãs laranjas  com massas variando entre 50% e 80% da massa solar tem apenas um pouco mais de atividade que o Sol. Elas provem uma extensão para a vida em termos de longevidade uma vez que facilmente permanecem por 20 bilhões de anos ou bem mais (o dobro dos 10 bilhões de anos da vida útil do Sol, ou seja, a permanência na seqüência principal).

Alem disso as estrelas anãs-laranjas têm uma variação menor ao longo do seu ciclo de vida que as anãs amarelas. Desde que surgiu o brilho do Sol cresceu cerca de 30% em 4,5 bilhões de anos e dentro de 01 bilhão de anos transformará a Terra em um lugar  muito quente para a vida, mesmo considerando-se que o Sol ainda terá 5 bilhões de anos para queimar o hidrogênio de seu núcleo antes de tornar-se uma gigante vermelha.

Anã Amarela

Uma anã amarela é uma estrela geralmente de classe G. Essas estrelas têm entre 0,8 e 07 massas solares e temperatura superficial entre 5 300 e 6 000 Kº. Como outras estrelas da seqüência principal, uma anã amarela está no processo de conversão de hidrogênio para hélio em seu núcleo pela fusão nuclear.  O Sol é o exemplo mais conhecido de anã amarela. Cada segundo, ele funde aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio para hélio, convertendo cerca de 04 milhões de toneladas de matéria em energia. Outras anãs amarelas incluem Alfa Centauro A, Tau Ceti e 51 Pegasses.

Uma anã amarela funde hidrogênio por cerca de 10 bilhões de anos, até ele acabar. Quando isso acontece, a estrela se expande e vira uma estrela gigante vermelha, como Aldebarã (Alfa Tauri). Eventualmente a estrela gigante vermelha perde suas camadas externas de gás, que vira uma nebulosa planetária, e o núcleo esfria e se contrai em uma densa anã branca.

  

TOMO XII - ESTRELAS DE POUCA MASSA

AS ANÃS CASTANHAS

São estrelas que em tamanho pouco diferem de um planeta Joviano. As anãs castanhas têm todas sensivelmente o mesmo tamanho de Júpiter portanto grande densidade, pois o mecanismo que as suporta contra a sua própria gravidade é a pressão de degenerescência, uma força de origem quântica produzida por elétrons confinados num volume de espaço limitado.

Com sua própria fonte de produção de calor, se torna muito parecida com uma anã marrom fria, menos em questão de massa a qual possuem menos.

CoRoT-15b

A anã castanha CoRoT-15b tem cerca de 60 vezes a massa de Júpiter e 40 vezes a sua densidade.

AS ANÃS MARROM

São compostas pelos mesmos materiais das estrelas, só que não conseguiram ampliar suas reações termonucleares além da fusão do deutério, e por tanto já não conseguem produzir luz e calor suficientes para serem bem perceptivas via telescópio óptico. Por não atingirem a massa suficiente (algo em torno de 09 vezes menor que o Sol, ou acima de 30 vezes a de Júpiter) para iniciar as reações nucleares, portanto as estrelas anãs marrons apresentam lítio em seu núcleo. O lítio teria sedo destruído nas reações nucleares que ocorrem em estrelas regulares, o que indica que estes objetos não têm nenhum processo de fusão em andamento. São de um vermelho muito escuro e mais brilhante dentro infra-vermelho. Seu gás está frio o bastante para conter hidretos metálicos e metais alcalinos em seu espectro.

ANÃ MARROM QUENTE

São geralmente ofuscadas pelo brilho das outras estrelas mais próximas, principalmente se fazem parte de um sistema binário onde a estrela companheira ainda está na fase principal estelar. A maioria possui temperaturas atmosféricas bem mais elevadas que um planeta comum, sua temperatura superficial varia de 100 a 1000ºC, devido as extremas pressões, seria o suficiente para gerar precipitação de ferro de nuvens de vapor metálico.

ANÃ MARROM FRIA

Temos um exemplo de anã marrom mais fria conhecida uma estrela do sistema binário CFBDSIR 1458+10B, onde medições em infravermelho indicam que a estrela tem apenas 100°C, o que a tornaria a mais fria já descoberta.

O registro em luz visível mostra a região onde a anã marrom foi encontrada, a 75 anos-luz da Terra. Outras duas estrelas "competem" pelo título de mais fria, mas elas ainda não tiveram as temperaturas aproximadas medida.

As estrelas anãs marrons são consideradas objetos proscritos porque se encaixam entre planetas e estrelas, em termos de temperatura intrínseca e sua massa. Um exemplo de estrela intermediaria entre um gigante gasoso sem reações termonucleares e uma estrela anã marrom é Gliese 229B que tem um raio de 65 000 km, ou seja menor que o de Júpiter, mas massiva o suficiente (com cerca de 30 a 40 vezes a massa do gigante gasoso) para iniciar reações nucleares de Lítio em seu núcleo ficando sua temperatura em torno dos 1000 ºC. São objetos mais frios e leves que as estrelas e mais massivas (e normalmente mais quentes) que os planetas. Isto tem gerado debates entre os astrônomos: as anãs marrons se formam como os planetas ou como as estrelas?

ANÃ VERMELHA

As anãs vermelhas são estrelas de massa inferior a 40 por cento da massa do Sol, possuem reações nucleares de ritmo lento. Emitem pouca luz a maior não passa de 10 % da luminosidade do sol. As reações em seu núcleo da fusão hidrogênio em hélio não geram o acumulo destes como nas estrelas maiores, elas queimam uma porção maior do seu hidrogênio antes de abandonar a seqüência principal. O resultado destas reações é uma sobrevida muito maior do que o universo já viveu desde a sua origem, para estrelas com massa menor que 0,08 massas solares estando ainda na seqüência principal. As anãs vermelhas de massa menor ainda viverão bilhões de anos mais do que se pode registrar, somente via modelos matemáticos. E agora se verificou serem excelentes candidatas a possuírem planetas em sua orbita. No Ano de 2016 foi localizado no sistema da próxima Centauro um grupo de Planetas com condições de abrigar a vida como a conhecemos.

As estrelas anãs vermelhas com 0,25 por cento de massa solar, ou mais, podem virar gigantes vermelhas, podendo ficar na seqüência principal antes disto por mil milhões de anos. As de massa inferior aumentam gradativamente a temperatura e luminosidade sem aumentarem de volume com a permanência na seqüência principal por 12 mil milhões de anos, após virando anãs azuladas e posteriormente anãs brancas.

As anãs vermelhas são a classe mais típica da nossa galáxia, mais de 80% das estrelas da seqüência principal são anãs vermelhas, como Próxima Centauro, nossa vizinha mais próxima, e as 30 mais próximas 20 são anãs vermelhas. Contudo devido a sua baixa luminosidade são de difícil observação. 

Esquema de evolução estelar de uma estrela anã vermelha a onde se observa no final de sua existência um aumento de volume, na da comparado ao que o Sol ira passar.

ANÃS AZUIS

Uma estrela anã azulada e uma estrela hipotética, pois nenhuma anã vermelha ainda saiu da sequência principal, pois o universo não está tão velho ainda. Estrelas aumentam a sua luminosidade à medida que envelhecem, e uma estrela mais luminosa deve irradiar energia rápida para manter o equilíbrio. Estrelas maiores do que as anãs vermelhas aumentam seu tamanho se tornando gigantes vermelhas com superfícies maiores. Ao invés de expansão, no entanto, anã vermelhas são previstos para aumentar a sua taxa de radiação, aumentando a temperatura de sua superfície e se tornar "mais azuis". Isso ocorre porque as camadas superficiais das anãs vermelhas não se tornaram significativamente mais opacas, com o aumento da temperatura.

Anãs azuis podem evoluir para anãs brancas uma vez que seu combustível de hidrogênio é completamente limitado.

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.