Já vimos estudamos as propriedades básicas a mais facilmente observáveis das estrelas. Estudamos também como é uma estrela por dentro e que processos ocorrem em seu interior. Vamos nas próximas páginas estudar o processo de evolução estelar, desde a formação das estrelas até seus estágios finais de existência.
Estrelas se formam dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar conhecidas como nuvens moleculares. São regiões extremamente frias (temperatura da ordem de 10 a 20K, próximas portanto do zero absoluto). A essas temperaturas, gases se tornam moleculares, ou seja, os átomos se agrupam para formar moléculas. CO e H2 são as moléculas mais comuns nas nuvens de gás interestelar. A baixa temperatura também favorece a aglomeração do gás a densidades mais altas. Quando a densidade atinge um um valor limite, estrelas se formam.
A alta densidade das regiões onde se formam as estrelas impede a passagem de luz visível. Essas regiões, opacas à luz visível, são chamada de nebulosas escuras. Como não vemos a luz visível dessas regiões, temos que usar o infra-vermelho ou o domínio de rádio para estudá-las.
A formação estelar inicia-se quando as
regiões
mais densas das nuvens moleculares colapsam sob a ação de
sua
própria gravidade. Tais regiões têm tipicamente uma
massa
de 104 massas solares na forma de gás e poeira. Essas
regiões,
geralmente no centro da nuvem molecular, são mais densas do que
as
partes mais externas, o que faz com que colapsem primeiro. À
medida
em que colapsam, as regiões centrais se fragmentam em
pedaços,
cada com algo em torno de 0.1 parsec de extensão e contendo de
10
a 50 massas solares. Esses fragmentos então formam as
protoestrelas.
A escala de tempo envolvida em todo este processo de colapso das regiões centrais das nuvens moleculares e de formação de estrelas é da ordem de milhões de anos.
Como sabemos que tal processo realmente ocorre se ele
dura
tanto tempo e se dá no interior de nuvens escuras? A maioria das
regiões
onde se formam as estrelas são fontes de infra-vermelho, o que
indica
a presença de gás em contração e
aquecimento,
pela conversão de energia potencial gravitacional em energia
interna.
Além disso, onde encontramos estrelas jovens (ver abaixo),
também
vemos nuvens de gás ao seu redor, o resíduo da nuvem
molecular
escura após a formação das estrelas. E estrelas
jovens
são vistas em aglomerados, o que é compatível com
a
formação de estrelas a partir de fragmentos de uma mesma
região
no interior de uma nuvem molecular.
Protoestrelas:
Uma vez que um fragmento se destaca das outras partes da região de formação estelar, podemos considerá-lo como um objeto bem definido, com identidade própria e campo gravitacional destacado do restante da nuvem. Chamamos a este objeto de protoestrela. À medida em que se forma a protoestrela, gás cai em direção ao seu centro. O gás em contração converte energia cinética em energia interna (calor), fazendo com que tanto sua pressão quanto sua temperatura subam. Ao atingir alguns milhares de graus de temperatura, a protoestrela se torna uma fonte de infra-vermelho.
Vários candidatos a protoestrela foram observados pelo telescópio espacial Hubble no interior da nebulosa de Órion.
Durante o colapso inicial, o fragmento é transparente à radiação e o colapso se dá rapidamente. À medida em que se torna mais denso, o fragmento se torna opaco. A radiação infra-vermelha não escapa do interior da protoestrela e a temperatura e pressão no centro começam a aumentar mais rápido. Em algum momento a pressão é suficientemente grande para conter o colapso e o objeto se torna uma protoestrela estável.
A protoestrela, inicialmente, tem apenas algo como 1%
de
sua massa final; material continua a cair em direção ao
centro
da protoestrela, acumulando-se em suas regiões mais externas.
Após
alguns milhões de anos, reações de fusão
termonuclear
iniciam-se em seu centro. Um forte vento estelar
(radiação
e partículas) é produzido, dando fim assim à queda
do
gás em direção ao centro. A protoestrela é
agora considerada uma estrela jovem, já que sua massa não
mais se altera e sua evolução futura está definida.
Estrelas nestas fases iniciais (chamadas de T-Tauri)
são
sempre encontradas no interior de nuvens de gás das quais
nascem.
Um exemplo é o aglomerado do Trapézio no interior da
Nebulosa
de Órion, visto no centro da imagem abaixo, obtida com o
telescópio
espacial Hubble.
Estrelas jovens evoluem a partir de um aglomerado de
protoestrelas
mergulhadas nas regiões centrais de uma nuvem molecular e se
tornam
um aglomerado de estrelas T-Tauri cuja superfície quente e
ventos
estelares fortes aquecem o gás à sua volta e formam uma
região
HII (HII significa hidrogênio ionizado). Posteriormente, o
aglomerado
se quebra, o gás é expelido e as estrelas evoluem
conforme
mostrado abaixo.
Freqüentemente encontramos aglomerados de estrelas jovens próximos de outras estrelas jovens. Tal fenômeno se deve à formação estelar induzida por supernovas. As estrelas muito massivas são as primeiras a se formar no interior de uma nuvem e terminam sua vida como supernovas (a serem discutidas no final do texto). A explosão da supernova forma ondas de choque no interior da nuvem molecular, comprimindo o gás mais cercano e levando-o a formar novas estrelas.Tal fenômeno leva a uma formação coerente de estrelas (estrelas jovens encontradas próximas a outras estrelas jovens), sendo responsável pelo padrão de distribuição coerente de estrelas jovens que vemos em várias galáxias. Essa situação é representada diagramaticamente pela figura abaixo, onde (a), (b) e (c) são etapas sucessivas de formação estelar induzida.
Anãs Marrons:
Se uma protoestrela se forma com uma massa de 0.08
massa
solar ou menos, sua temperatura central nunca atinge um valor alto o
suficiente
para que a fusão nuclear se inicie. Esta "estrela mal-sucedida"
é
chamada de anã marrom, sendo um objeto intermediário
entre
uma estrela e um planeta (como Júpiter). Abaixo vemos uma imagem
de
uma anã marrom próxima a uma estrela muito maior do que
ela.
A imagem foi obtida com o telescópio espacial Hubble.
Apesar de não ocorrerem reações
de
fusão nuclear em seus interiores, anãs marrons ainda
assim
emitem luz, principalmente no infra-vermelho, devido à sua
energia
interna acumulada durante o colapso do gás em sua
formação.
Há energia térmica suficiente para permitir que a
anã
marrom brilhe por uns 15 millions years (chamada a escala de tempo de
Kelvin-Helmholtz).
Anãs marrons são importantes para a astronomia, pois
devem
ser o tipo mais comum de estrela e podem contribuir com grande
quantidade
da matéria da Galáxia, sendo assim possivelmente a chave
do
problema de matéria escura na Via-Láctea (ver a
parte
de Galáxias e Cosmologia). Decorrido o tempo de
Kelvin-Helmholtz,
anãs marrons se tornam invisíveis e se resfriam,
tornando-se
anãs pretas.