nascimento das estrelas

UM ESPETÁCULO DA CRIAÇÃO CÓSMICA

Nos chamados braços espirais, também encontramos regiões formadas por imensas nuvens, que chamamos de Nuvens Moleculares Gigantes (NMG) ou nebulosas. Elas são constituídas pelo gás de hidrogênio molecular H2. Nessas regiões, extremamente frias, onde a temperatura se aproxima dos 13 K (cerca de 260.15 ºC), os elementos mais abundantes do Universo — o Hidrogênio (H) e o Hélio (He) — são encontrados em grande proporção, além de outros elementos mais pesados, em quantidades menores.

A baixa temperatura dessas regiões propicia a concentração dos gases em densidades mais elevadas, de aproximadamente 1.000 partículas por cm³, possibilitando com que os átomos que compõem os gases se agrupem para formar moléculas. A distribuição de matéria nessas nuvens não se dá de maneira uniforme, o que impede a passagem da luz visível, tornando-as opacas. Por esse motivo, para estudar esses objetos os astrofísicos se utilizam de técnicas de observação em outras regiões do espectro eletromagnético – como o infravermelho ou rádio.

O processo de formação das estrelas ocorre no interior dessas regiões, geralmente desencadeado por algum tipo de perturbação, como o choque entre nuvens interestelares ou a explosão de uma estrela próxima. A partir daí instaura-se a ação da gravidade sobre a nuvem, fazendo com que ela comece a entrar em colapso. Devido à turbulência, essas regiões podem se fragmentar em estruturas ainda menores, gerando estrelas individuais ou sistemas binários.

O colapso desses pequenos núcleos resulta na rotação e achatamento da nuvem na forma de um disco, com uma esfera de gás no centro, nomeada de protoestrela, que eventualmente se tornará a estrela. Nesse estágio, a protoestrela apresenta apenas 1% de sua massa final. O material do disco continua a cair em direção ao seu centro e após alguns milhões de anos, reações de fusão termonuclear iniciam-se em seu interior. A queda do material em direção à região central só é cessada após a ejeção de um forte vento estelar, permeado de radiação e partículas. A protoestrela é agora denominada estrela T-Tauri e pela primeira vez pode ser observada visualmente, emitindo radiação infravermelha e iniciando a sua vida como recém-nascida no estágio da pré-sequência-principal.

O material remanescente do disco em volta da estrela pode formar um disco protoplanetário, que possivelmente dará origem a planetas. A massa mínima necessária para que o núcleo da protoestrela atinja temperatura suficiente para acender as reações nucleares e formar uma estrela é de aproximadamente 10% da massa do Sol (o valor teórico é 0,08 massas solares), equivalente a aproximadamente 70 vezes a massa do planeta Júpiter. Se a massa for menor do que isso teremos um objeto com mais massa que um planeta, porém não massivo o suficiente para ser considerado uma estrela, denominado anã marrom.

A massa com que uma estrela se forma define a sua temperatura, a sua cor, o seu tamanho, a sua luminosidade e o seu tempo de vida na fase da Sequência Principal. Quanto maior a massa, mais quente, mais azul e mais luminosa será a estrela, e menor será o seu tempo de vida.

Desde o início do processo de colapso das regiões centrais das nuvens moleculares até a formação de estrelas, são necessários milhares de anos. Observar uma mesma estrela desde seu nascimento, até sua fase adulta não é possível devido a larga escala de tempo. Para estudar a evolução da vida das estrelas desde sua fase embrionária, ou seja, uma proto-estrela na nuvem molecular, é necessário observar e estudar estrelas das mais diferentes massas em todas as suas fases evolutivas. Além disso, o uso de simulações computacionais baseadas no estudo teórico da evolução estelar são ferramentas indispensáveis para se responder à pergunta "Como nascem as estrelas?"".