01 Como as Estrelas se Formam

Prévia do material em texto

Como as estrelas se formam? 
Nada no Universo existe para sempre, talvez nem mesmo o próprio Universo. 
Todas as estrelas que vemos hoje um dia se formaram, vão evoluir e posteriormente desaparecer. Muitas já desapareceram sem 
que nem ao menos ficassemos sabendo. Inúmeras outras estrelas vão surgir. 
O início: o colapso gravitacional em uma nuvem molecular gigante 
As estrelas se formam no interior de nuvens moleculares gigantes, densas e muito frias. 
Estas estrelas recentemente formadas são muito difíceis de serem observadas devido à grande presença de poeira interestelar nas 
regiões em que elas são geradas. É por esta razão que ainda temos dúvidas sobre o processo real que leva à formação de uma 
estrela. 
O início do processo de formação de uma estrela 
A imagem ao lado mostra a nebulosa de reflexão NGC 
1999 (o objeto brilhante abaixo e a esquerda do 
centro), que contém a estela V380 Orionis, e está 
situada na constelação Orion. O que podemos observar 
nessa imagem? A área ai mostrada está localizada a 
cerca de 2 graus ao sul da nebulosa de Orion. Nesta 
região existe uma gigantesca nuvem molecular, 
conhecida como "Orion A", que continua gerando novas 
estrelas. Na parte superior da imagem vemos um 
aglomerado formado por estrelas jovens e brilhantes, o 
aglomerado L1641N, que ilumina uma região formada 
por densos amontoados de matéria escura. Nesta 
região estudos feitos na região espectral do 
infravermelho revelaram a presença de mais de 50 
estrelas em formação. 
A região mostrada nessa imagem é uma das mais 
fascinantes que conhecemos para o estudo de formação 
de estrelas. Ela é riquíssima, mostrando uma enorme 
variedade de pequenas nebulosas de reflexão, objetos 
Herbig­Haro e jatos estelares distribuidos por toda a 
imagem na forma de várias manchas nebulosas. 
Se existem regiões do meio interestelar que se 
caracterizam por permitirem grande formação de 
estrelas, quais são as condições físicas que as tornam 
tão especiais? 
Dissemos que uma nuvem molecular gigante colapsa e 
forma estrelas. Mas, porque ela colapsa? Sabemos que, 
por algumas razões físicas externas a ela e que até hoje 
não são completamente compreendidas, uma 
determinada região de uma nuvem molecular gigante 
em algum momento começa a contrair sob a ação de 
sua própria gravidade. 
Os astrofísicos acreditam que vários processos podem dar início a esta contração de parte da nuvem molecular. Por exemplo: 
• duas nuvens moleculares que colidem: neste caso, o processo de colisão faria com que, em certas regiões, a densidade 
de partículas de gás aumentasse o suficiente para que a força da gravidade entre elas iniciasse o processo de contração 
gravitacional. Lembre­se que a força da gravidade varia com o inverso do quadrado da distância entre os objetos: quanto 
menor a distância entre eles maior é a intensidade dessa força. Se as nuvens colidem, as partículas de gás e poeira ficam 
mais próximas umas das outras e, portanto, a ação da força gravitacional entre elas aumenta.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/n1999lgy.jpg
• veremos mais tarde que os braços espirais da nossa Galáxia são percorridos por perturbações chamadas ondas de 
densidade. Estas perturbações, ao passarem pelas regiões dos braços espirais da Galáxia onde estão as nuvens 
moleculares gigantes, provocam a sua compressão. Comprimindo o gás, a distância entre as partículas diminui, o que 
significa que a força de atração gravitacional entre elas aumenta. Isto poderia ser o início do processo de contração 
gravitacional de algumas partes destas nuvens. 
• a explosão de uma estrela ou seja, a formação de uma supernova, próximo a uma nuvem molecular gigante. Quando uma 
estrela explode, uma quantidade enorme de gás é lançada no espaço interestelar com altas velocidades. Se há uma nuvem 
molecular na região onde esta explosão acontece, vemos um processo de colisão entre nuvens gasosas semelhante ao descrito 
acima. 
• instabilidades gravitacionais/magnéticas nas regiões de maior densidade destas nuvens poderiam dar início ao colapso de uma 
região de uma nuvem molecular gigante. 
• todos os processos descritos acima atuando juntos, com maior ou menor intensidade, poderiam também dar início ao colapso de 
parte da nuvem molecular gigante. 
Na verdade as ações que fazem iniciar o processo de contração de uma parte de uma nuvem molecular gigante ainda não são 
completamente compreendidas. 
O que sabemos é que, a partir de uma ação externa que atua sobre a nuvem molecular gigante, suas regiões mais densas 
começam a se contrair sob a ação de sua própria gravidade. Durante este processo, a região da nuvem molecular gigante que está 
contraindo não o faz de modo inteiro, dando origem a um único objeto. Na verdade, após o início deste processo de contração 
gravitacional, esta parte da nuvem molecular gigante que iniciou a contração fragmenta­se em pequenas nuvens. Cada uma 
destas pequenas nuvens possue massa suficiente para formar uma estrela. São estas pequenas nuvens que continuam a colapsar 
formando os objetos que chamamos de protoestrelas. Esta também é a razão pela qual sempre são formados grupos de estrelas 
e não estrelas isoladas. 
Durante todo o processo de contração gravitacional que partes da nuvem molecular gigante estão sofrendo há a liberação de 
energia potencial gravitacional. Metade desta energia liberada aquece a nuvem molecular enquanto que a outra metade da energia 
é irradiada para fora dela sob a forma de radiação térmica. 
As protoestrelas 
O colapso inicial de parte de uma nuvem molecular gigante ocorre rapidamente durante um período de cerca de 1000 anos. 
Sabemos, a partir da segunda lei de Newton, que a força gravitacional entre duas partículas com massa é inversamente 
proporcional ao quadrado da distância entre elas. Em forma matemática escrevemos que 
Fgravitacional ~1/  distância 2 
Consequentemente, na região central de uma protoestrela a ação da gravidade é muito maior do que na periferia dela uma vez, 
que próximo ao seu centro, a distância entre as partículas é muito menor, o que faz com que a força de atração gravitacional F 
que existe entre as partículas do gás seja maior. Se a ação da gravidade é mais forte na região central da protoestrela esta região 
contrai mais rapidamente. Em razão disso mais energia será liberada na região central da protoestrela fazendo com que o centro 
se torne mais quente do que as suas regiões mais externas. 
Alem disso, à medida que a esfera gasosa contrai seu raio diminui, o que significa que as partículas de gás ficam cada vez mais 
próximas. Com isso aumentam os processos de colisão entre as partículas do gás, o que provoca o aumento de sua temperatura. 
Uma equação básica da física de gases, a "lei do gás perfeito", nos diz que a pressão está relacionada com a temperatura da 
seguinte forma: 
PV = NRT
onde P é a pressão e T é a temperatura do gás. Por esta equação podemos ver que o aumento da temperatura provoca o aumento 
da pressão interna na protoestrela. 
Temos então duas forças atuando em sentidos contrários nesta esfera gasosa que está contraindo: uma força de pressão interna 
que quer fazer o gás se expandir e uma força gravitacional que continua a fazer a esfera se contrair, diminuindo o seu raio cada 
vez mais. 
Em algum momento a pressão exercida para fora pelas partículas do gás que forma a esfera gasosa consegue equilibrar, 
aproximadamente, o puxão exercido para dentro pela força gravitacional que procura comprimir cada vez mais o gás. A esta 
condição de equilíbrio damos o nome de equilíbrio h idrostático. 
O equilíbrio hidrostático é um princípio fundamental para a existência de uma estrela. Somente quando ele é atingido é que 
podemos dizer que uma estrela foi formada. Podemos definir uma estrela como sendo uma esfera gasosa, em equilíbrio 
hidrostático, capaz de produzir e liberar sua própria energia. 
A protoestrela ainda é muito fria. Sua baixa temperatura fazcom que ela só emita no infravermelho. No entanto, ela é muito 
grande e, portanto, tem uma alta luminosidade ficando localizada no canto superior direito do diagrama H­R. 
Ao mesmo tempo que a esfera gasosa contrai dando origem a uma protoestrela, 
um disco de matéria é formado à sua volta. Este disco de gás e poeira irá 
acompanhar a vida da estrela durante muito tempo e acredita­se que ele seja a 
origem dos sistemas planetários tais como o Sistema Solar. A imagem ao lado 
mostra a estrela HR 4976 com o seu proeminente disco. Ela foi obtida por 
astrônomos da NASA usando o telescópio de 10 metros do Keck Observatory. A 
estrela HR4976 é uma estrela tipo Sol, com cerca de 10 milhões de anos de idade, 
localizada na constelação Centaurus a 220 anos­luz da Terra. Ela já é uma estrela 
adulta jovem e não uma protoestrela mas esta imagem nos mostrar que a 
suposição de que ocorre a formação de um disco em volta de uma protoestrela é 
correta. O diâmetro aparente do disco de poeira que está em torno desta estrela é 
de 200 unidades astronômicas. Esta é uma das mais claras evidências que temos 
hoje da formação de um sistema planetário em torno de uma estrela. 
Os "Glóbulos Gasosos que Evaporam" (EEG) 
Se uma parte de uma nuvem molecular gigante colapsa formando uma 
protoestrela que continua a capturar matéria gasosa da nuvem, por que a estrela 
não aumenta a sua massa cada vez mais, incorporando toda a matéria existente na nuvem original? 
Este problema intrigou os astrofísicos durante muito tempo mas já é bem compreendido. A imagem abaixo mostra uma imensa 
coluna de gás hidrogênio molecular e poeira que faz parte da nebulosa Águia, também conhecida como M16. Localizada a cerca de 
6500 anos­luz de nós, na constelação Serpens, M16 é um verdadeiro "berçário" de estrelas, uma incubadora de estrelas recém 
formadas. 
Estas estrelas estão imersas nas estruturas parecidas com dedos localizadas no topo da nebulosa. Cada uma destas estruturas é 
maior do que o nosso Sistema Solar inteiro! 
Ocorre que estes imensos pilares estão sendo lentamente destruídos pela radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes 
vizinhas a eles (lembre­se que estas nuvens são nuvens moleculares e a radiação ultravioleta destrói moléculas). A este processo 
de destruição do gás da nuvem molecular por meio da radiação ultravioleta das estrelas damos o nome de fotoevaporação. 
À medida que isso ocorre pequenos glóbulos de gás bastante densos, chamados "EEG" (Evaporating Gaseous Globules ­ Glóbulos 
Gasosos que Evaporam), e que estão imersos bem dentro da nuvem, são revelados. Dentro de alguns desses EEGs estão estrelas 
"embriônicas". Estas estrelas, ainda em formação, capturam de modo contínuo o gás da grande nuvem molecular que as envolve, 
sempre aumentando suas massas. No entanto, quando os EEGs são revelados, as estrelas que estão no seu interior param 
abruptamente de crescer uma vez que, agora, ficaram separadas dos grandes "reservatórios" de gás da nuvem molecular. Esta é 
uma das razões porque a massa das estrelas é limitada. Os próprios EEGs também não conseguem sobreviver à fotoevaporação 
produzida pela radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes vizinhas e também são evaporados. Como resultado, a estrela 
aparece.
A imagem em preto e branco abaixo revela melhor a presença dos EEGs na nebulosa M16.
Processos deste tipo ocorrem em todo o espaço. A imagem abaixo mostra o "berçário" estelar existente na nebulosa Trifid, 
também conhecida como M20. A nebulosa Trifid está localizada a cerca de 9000 anos­luz de nós, na constelação Sagittarius. Esta 
imagem, obtida pelo Hubble Space Telescope, mostra uma pequena parte da nuvem molecular densa que forma a nebulosa M20. 
Esta nuvem está a cerca de 8 anos­luz da estrela central da nebulosa (localizada fora da imagem na parte de cima). A radiação 
proveniente desta estrela está destruindo a nuvem molecular. O "dedo" que parece sair do topo da imagem é um claro exemplo de 
um EEG. A despeito da radiação ultravioleta incidente, este EEG ainda sobrevive por ser formado por gás muito denso mas em 
alguns milhares de anos ele terá evaporado e revelará a estrela que está no seu interior (eu sei que você está curioso com o feixe 
que se projeta desta região para o lado esquerdo superior da imagem. Isto é um jato de matéria com um comprimento de 3/4 de 
ano­luz e que foi emitido por uma estrela muito jovem que está "enterrada" dentro desta nuvem).
Os objetos Herbig­Haro 
Já vimos que quando uma protoestrela se forma permanece à sua volta um disco de poeira e gás. Este disco é formado à medida 
que mais material da nebulosa que circunda a estrela é atraido gravitacionalmente por ela. A matéria deste disco gradualmente 
espirala na direção da estrela, caindo continuamente sobre sua superfície, ainda em formação, e aumentando sua massa. 
No entanto, parte dessa matéria que está sendo acrescentada à protoestrela também é lançada para fora dela sob a forma de 
jatos. Estes jatos são perpendiculares ao disco de poeira e possuem direções opostas, se estendendo por milhares de anos­luz no 
espaço interestelar. 
Os jatos de matéria lançados pelas protoestrelas têm altas velocidades, próximas a 300 quilômetros por segundo, e mergulham na 
nebulosa circundante produzindo fortes ondas de choque que aquecem o gás e o fazem brilhar. 
A esses jatos de matéria brilhantes que se movem na nossa direção e que foram emitidos por protoestrelas jovens enterradas em 
glóbulos de matéria escura damos o nome de objetos Herbig­Haro, em homenagem aos astrônomos George Herbig e Guillermo 
Haro, que realizaram vários trabalhos precursores sobre estes jatos nos anos de 1950.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/m20.jpg
Vemos então que "objetos Herbig­Haro" podem ser formados quando uma estrela jovem lança jatos de matéria de volta no espaço 
interestelar. 
A imagem abaixo mostra três objetos Herbig­Haro. 
Na parte superior esquerda vemos o objeto protoestelar chamado Herbig­Haro 30, ou HH30. A imagem nos mostra o disco de 
poeira, visto de borda, que cerca a estrela recentemente formada. A protoestrela está escondida nas partes mais densas deste 
disco. Embora o jato de matéria emitido pela protoestrela permaneça confinado a um estreito feixe, ele se estende por bilhões de 
quilômetros no espaço. Esta protoestrela está localizada na constelação Taurus, a 450 anos­luz de nós. 
Na parte superior direita vemos uma protoestrela situada a 1500 anos­luz de nós, na vizinhança da constelação Orion. O jato 
emitido pela protoestrela ou seja, o objeto Herbig­Haro 34 (HH34), possui a característica de não ter uma estrutura contínua. Ele é 
formado por amontoados de matéria. Acredita­se que "bolhas" de gás quente estão sendo ejetadas pela protoestrela, como se 
fossem disparos de uma metralhadora. 
A imagem da parte de baixo mostra o objeto Herbig­Haro HH47 situado a 1500 anos­luz de nós, na borda da nebulosa Gum. Este 
jato possui 4,8 trilhões de quilômetros de comprimento e a sua estrutura complicada parece indicar que a estrela que o gera 
(escondida dentro da nuvem, próxima à borda esquerda da imagem) está oscilando, possivelmente devido a perturbações 
causadas por uma estrela companheira.
A imagem abaixo, obtida pelo Hubble Space telescope, nos mostra também um excelente exemplo de objeto Herbig­Haro. Aqui 
vemos o objeto Herbig­Haro HH32 situado a cerca de 1000 anos­luz da Terra. Os extensos jatos e ventos de alta velocidade 
emitidos pela estrela brilhante "limparam" recentemente a poeira e os resíduos de gás que existiam na região central e que 
envolviam estas estrelas. Como conseqüência a estrela jovem ficou inteiramente exposta, podendo ser observada diretamente. 
O jato que vemos na parte superior da imagem (cor verde e branca), cujo ponto mais afastado está a cerca de 200 unidades 
astronômicas da estrela que o originou, está apontando na nossa direção enquanto que o jato oposto (de mesma cor) na partede 
baixo está localizado no lado mais distante da estrela e é muito mais fraco por causa de alguma poeira que ainda circunda a 
estrela.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/jetdisk3.jpg
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/9935a.jpg
Resumindo, para formar uma estrela como o Sol a parte da nuvem molecular gigante que colapsa deveria ter as seguintes 
características: 
raio 
R ~ 2 x 10 5 R sol 
(cerca de 10 vezes o raio atual do Sistema Solar) 
massa da nuvem  ~2 x 10 30 quilogramas 
temperatura  T = 50 K 
densidade  ~10 8 partículas por centímetro cúbico 
fonte de energia  gravidade 
tempo de colapso  1000 anos 
Note que, por ter uma temperatura de apenas 50 K, esta nuvem não é visível e toda a sua radiação é emitida no infravermelho. 
As estrelas da pré­seqüência principal 
Na verdade, no início da vida de uma estrela não é atingido um estado de equilíbrio hidrostático perfeito e sim um estágio de quase­ 
equilíbrio. Quando um estado de quase­equilíbrio é estabelecido em uma esfera gasosa, a contração gravitacional diminui bastante de 
intensidade mas não para. A estrela continua a contrair, só que muito mais lentamente, e é ainda este processo de contração que 
fornece a energia gravitacional capaz de gerar sua luminosidade. 
Onde ficam estas estrelas no diagrama H­R? Durante toda esta fase a estrela fica localizada em uma região acima da seqüência 
principal do diagrama H­R. Elas estão evoluindo para se tornarem estrelas da seqüência principal e, por isso, são classificadas como 
estrelas da pré­seqüência principal. O diagrama abaixo mostra estrelas pré­seqüência principal que lentamente se aproximam da 
seqüência principal do diagrama H­R.
Com a contínua contração do gás as temperaturas na região central da estrela alcançam valores bastante altos. Com uma 
temperatura central da ordem de 10 milhões de Kelvins as estrelas da pré­seqüência principal já podem iniciar alguns processos 
de queima nuclear, embora esta não seja, de modo algum, a principal fonte de energia da estrela. Uma temperatura desta ordem 
já permite que algumas reações de fusão nuclear ocorram envolvendo elementos mais leves como o deutério, o lítio, o berílio, etc. 
O lítio já sofre reações nucleares quando a temperatura é de 3 x 10 6 K e o berílio quando ela atinge 4 x 10 6 K. Note, entretanto, 
que estas reações nucleares cessam tão logo estes elementos tenham sido consumidos pois a temperatura interna da estrela ainda 
não é suficiente para iniciar a queima nuclear que transforma o hidrogênio em hélio, reação esta que precisa de uma temperatura 
da ordem de 10 7 Kelvins. 
É importante já ficar bem claro que as reações de fusão nuclear possuem uma forte dependência com a temperatura. Elas 
precisam que a temperatura seja muito alta para que possam ocorrer. Isto faz com que as reações nucleares se concentrem 
fortemente na região mais central da estrela. Ao contrário das reações nucleares, a contração gravitacional libera energia potencial 
gravitacional por todo o corpo da estrela. Uma vez que as reações nucleares começaram na região central, a estrela tem agora 
que se reajustar para levar em conta esta nova fonte de energia. 
Então, como é produzida a energia nas estrelas da pré­seqüência principal? Estas estrelas ainda estão contraindo, embora muito 
lentamente. Como conseqüência disso, a temperatura da sua região central vai aumentando gradativamente. O gás que está nesta 
região vai se tornando bem mais aquecido do que aquele mais próximo à superfície. Forma­se então, nesta região central, bolhas 
de gás muito aquecido que se deslocam na direção da superfície. São essas bolhas o principal processo de transporte de energia 
entre as regiões mais centrais da estrela e a sua superfície. Este processo é chamado de convecção e é, em todos os aspectos, 
semelhante àquele que vemos quando aquecemos uma panela de água. 
Durante este estágio, as estrelas pré­seqüência principal passam por uma fase de grande atividade. Elas ainda estão cercadas por 
material pertencente à nuvem inicial que colapsou. Este material forma um disco protoestelar em torno da estrela e grande parte 
deste material continuamente espirala, caindo na superfície da estrela. Além disso, como estas estrelas têm a sua energia 
transportada do interior mais profundo para a superfície por meio de bolhas de gás aquecido, elas ejetam muito material no 
espaço interestelar. Este material é lançado para fora da estrela sob a forma de jatos de alta velocidade ou ventos muito fortes. As 
estrelas pré­seqüência principal com massa menor do que 2 massas solares são chamadas ou de estrelas T­Tauri ou de estrelas 
FU Orionis. Aquelas com massa entre 2 e 8 massas solares são chamadas de estrelas AeBe. 
Claro que você notou que falamos de estrelas com massas menores do que 2 massas solares (T­Tauri e FU Orionis) e com massa 
entre 2 e 8 massas solares (AeBe). E o que ocorre com estrelas com massas maiores que 8 massas solares? Ocorre que não 
conseguimos observar estrelas com massas maiores do que 8 massas solares em um estado pré­seqüência principal. As estrelas 
com massa maior do que 8 massas solares são formadas como qualquer outra, a partir da contração de uma parte d euma nuvem 
molecular gigante. Assim como as estrelas de pequena massa, as estrelas com massas acima de 8 massas solares durante o seu 
estágio como proto­estrelas, permanecem algum tempo envoltas em uma grande quantidade de gás desta nuvem primordial. No 
entanto, as estrelas de grande massa evoluem muito rapidamente (para os padrões de tempo da astronomia) e iniciam reações 
nucleares com o hidrogênio antes de conseguirem eliminar o gás residual de seu processo de formação que ainda permanece à sua 
volta. Quando a pressão da radiação gerada por elas expulsam essa cobertura de gás, essas estrelas já estão realizando a queima 
nuclear do hidrogênio e, portanto, já não são mais proto­estrelas e sim estrelas da seqúência principal. 
A imagem abaixo, obtida pelo Hubble Space Telescope, mostra a jovem estrela HK Tauri rodeada por um disco de poeira e gás, 
visto de borda. A luz proveniente da estrela, que está escondida nele, ilumina as superfícies inferior e superior do disco, que tem o 
diâmetro de 210 unidades astronômicas. Para estudar estes sistemas disco + estrela, os astrônomos fazem simulações em 
computadores. Na imagem da direita vemos uma simulação feita que se ajusta com a imagem obtida pelo Hubble Space 
Telescope. Segundo este modelo, o disco deve ter uma massa correspondente a 1/10 da massa de Júpiter e uma espessura menor 
do que 10% do seu raio. 
Esta outra imagem mostra vários exemplos de estrelas da pré­seqüência principal com discos de poeira e gás claramente visíveis à sua 
volta.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/1999-05-r-full.jpg
Uma estrela ao chegar à fase de pré­seqüência principal teria as seguintes características: 
idade  10 milhões de anos 
raio  R ~1,33 Rsol 
temperatura da região central  Tregião central = 10000000 K 
temperatura da superfície  Tsuperfície = 4500 K 
fonte de energia  início do ciclo de reações nucleares com elementos leves
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo3/1-o-inicio-como-as-estrelas-se-formam/imagens/1999-05-s-full.jpg