Formação e evolução de estrelas
Em toda a Via Láctea (e até perto do sol própria), os astrônomos descobriram estrelas que estão bem evoluídas ou mesmo em vias de extinção, ou ambas, bem como estrelas ocasionais que devem ser muito jovens ou ainda em processo de formação. Os efeitos evolutivos nessas estrelas não são desprezíveis, mesmo para uma estrela de meia-idade como o Sol. Estrelas mais massivas devem exibir efeitos mais espetaculares porque a taxa de conversão de massa em energia é maior que. Enquanto o Sol produz energia a uma taxa de cerca de dois ergs por grama por segundo, uma estrela da sequência principal mais luminosa pode liberar energia a uma taxa cerca de 1.000 vezes maior. Consequentemente, os efeitos que requerem bilhões de anos para serem facilmente reconhecidos no Sol podem ocorrer dentro de alguns milhões de anos em estrelas altamente luminosas e massivas. Uma estrela supergigante como Antares, uma estrela brilhante da sequência principal como Rigel ou mesmo uma estrela mais modesta como Sírio não pode ter durado tanto quanto o Sol resistiu. Essas estrelas devem ter se formado há relativamente pouco tempo.
evolução estelar evolução estelar. Encyclopædia Britannica, Inc.
Nascimento de estrelas e evolução para a sequência principal
Mapas de rádio detalhados de nuvens moleculares próximas revelam que eles são agrupados, com regiões contendo uma ampla gama de densidades - de algumas dezenas de moléculas (majoritariamente hidrogênio ) por centímetro cúbico para mais de um milhão. As estrelas se formam apenas nas regiões mais densas, chamadas núcleos de nuvens, embora não precisem estar no centro geométrico da nuvem. Núcleos grandes (que provavelmente contêm subcondensações) de até alguns anos-luz de tamanho parecem dar origem a associações não ligadas de estrelas muito massivas (chamadas associações OB após o tipo espectral de seus membros mais proeminentes, OU e estrelas B) ou a aglomerados de estrelas menos massivas. Se um grupo estelar se materializa como uma associação ou um aglomerado parece depender do eficiência de formação de estrelas. Se apenas uma pequena fração da matéria for transformada em estrelas, o resto sendo levado pelos ventos ou expandindo regiões H II, então as estrelas restantes terminam em uma associação gravitacionalmente desvinculada, dispersa em um único tempo de cruzamento (diâmetro dividido pela velocidade) pelos movimentos aleatórios das estrelas formadas. Por outro lado, se 30 por cento ou mais da massa do núcleo da nuvem for transformada em estrelas, então as estrelas formadas permanecerão ligadas umas às outras, e a ejeção de estrelas por encontros gravitacionais aleatórios entre membros do cluster levará muitos tempos de cruzamento .
Nebulosa de Orion (M42) Centro da Nebulosa de Orion (M42). Os astrônomos identificaram cerca de 700 estrelas jovens nesta área de 2,5 anos-luz de largura. Eles também detectaram mais de 150 discos protoplanetários, ou proplyds, que se acredita serem sistemas solares embrionários que acabarão por formar planetas. Essas estrelas e proplyds geram a maior parte da luz da nebulosa. Esta imagem é um mosaico que combina 45 imagens tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble. NASA, C.R. O'Dell e S.K. Wong (Rice University)
Estrelas de baixa massa também são formadas em associações chamadas associações T, em homenagem às estrelas prototípicas encontradas em tais grupos, estrelas T Tauri. As estrelas de uma associação T se formam de forma solta agregados de pequenos núcleos de nuvem molecular alguns décimos de umano luzem tamanho que são distribuídos aleatoriamente por uma região maior de média inferior densidade . A formação de estrelas em associações é o resultado mais comum; os aglomerados ligados representam apenas cerca de 1 a 10 por cento de todos os nascimentos de estrelas. A eficiência geral da formação de estrelas em associações é muito pequena. Normalmente, menos de 1 por cento da massa de uma nuvem molecular torna-se estrelas em um momento de passagem da nuvem molecular (cerca de 5 106anos). A baixa eficiência da formação de estrelas provavelmente explica porque qualquer gás interestelar permanece na Galáxia após 1010anos de evolução . A formação de estrelas na atualidade deve ser um mero filete da torrente que ocorreu quando a Galáxia era jovem.
Região de formação estelar W5 A região de formação estelar W5 em uma imagem obtida pelo telescópio espacial Spitzer. L. Allen e X. Koenig (Harvard Smithsonian CfA) —JPL-Caltech / NASA
Um núcleo de nuvem típico gira bastante lentamente e sua distribuição de massa é fortemente concentrada em direção ao centro. A taxa de rotação lenta é provavelmente atribuída à ação de frenagem dos campos magnéticos que passam pelo núcleo e seu envelope. Esta frenagem magnética força o núcleo a girar quase à mesma velocidade angular do envelope, desde que o núcleo não entre dinâmico colapso. Essa frenagem é um processo importante porque garante uma fonte de matéria relativamente baixa momento angular (pelos padrões do meio interestelar) para a formação de estrelas e sistemas planetários. Também foi proposto que os campos magnéticos desempenham um papel importante na própria separação dos núcleos de seus envelopes. A proposta envolve o deslizamento do componente neutro de um gás levemente ionizado sob a ação da autogravidade da matéria pelas partículas carregadas suspensas em um campo magnético de fundo. Este lento deslizamento forneceria a explicação teórica para a baixa eficiência geral observada da formação de estrelas em nuvens moleculares.
Em algum ponto do curso da evolução de uma nuvem molecular, um ou mais de seus núcleos tornam-se instáveis e sujeitos ao colapso gravitacional. Existem bons argumentos de que as regiões centrais devem entrar em colapso primeiro, produzindo uma proto-estrela condensada cuja contração é interrompida pelo grande aumento da pressão térmica quando a radiação não pode mais escapar do interior para manter o corpo (agora opaco) relativamente frio. A protoestrela, que inicialmente tem uma massa não muito maior do que Júpiter, continua a crescer por acréscimo à medida que mais e mais material sobrejacente cai em cima dela. O choque de queda, nas superfícies da protoestrela e do disco nebular giratório em torno dela, interrompe o influxo, criando um campo de radiação intensa que tenta trabalhar seu caminho para fora do envelope de gás e poeira em queda. O fótons , tendo comprimentos de onda óticos, são degradados em comprimentos de onda mais longos pela absorção e reemissão de poeira, de modo que a proto-estrela é aparente para um observador distante apenas como um objeto infravermelho. Desde que os efeitos da rotação e do campo magnético sejam devidamente considerados, este quadro teórico se correlaciona com os espectros radiativos emitidos por muitos candidatos a proto-estrelas descobertos perto dos centros de núcleos de nuvens moleculares.
Existe uma especulação interessante sobre o mecanismo que encerra a fase de entrada: ela observa que o processo de entrada não pode ser executado até a conclusão. Uma vez que as nuvens moleculares como um todo contêm muito mais massa do que aquilo que entra em cada geração de estrelas, o esgotamento da matéria-prima disponível não é o que interrompe o fluxo de acreção. Uma imagem bastante diferente é revelada por observações em comprimentos de onda de rádio, ótica e raios-X. Todas as estrelas recém-nascidas são altamente ativas, soprando ventos poderosos que limpam as regiões circundantes do gás e da poeira em queda. Aparentemente, é esse vento que inverte o fluxo de acreção.
A forma geométrica assumida pelo fluxo é intrigante. Jatos de matéria parecem esguichar em direções opostas ao longo dos pólos rotacionais da estrela (ou disco) e varrer a matéria ambiente em dois lóbulos de gás molecular que se move para fora - os chamados fluxos bipolares. Esses jatos e saídas bipolares são duplamente interessantes porque seus equivalentes foram descobertos algum tempo antes, em uma escala fantasticamente maior, nas formas de lóbulo duplo de fontes de rádio extragalácticas, como os quasares.
A fonte de energia subjacente que impulsiona o fluxo de saída é desconhecida. Mecanismos promissores invocar aproveitando a energia rotacional armazenada na estrela recém-formada ou nas partes internas de seu disco nebular. Existem teorias que sugerem que campos magnéticos fortes, juntamente com a rotação rápida, agem como lâminas giratórias que lançam para fora o gás próximo. A colimação eventual do escoamento em direção aos eixos de rotação parece ser uma característica genérica de muitos modelos propostos.
Estrelas pré-sequência principal de baixa massa aparecem pela primeira vez como objetos visíveis, estrelas T Tauri, com tamanhos que são várias vezes o tamanho final da sequência principal. Subseqüentemente, eles se contraem em uma escala de tempo de dezenas de milhões de anos, sendo a principal fonte de energia radiante nesta fase a liberação de energia gravitacional. À medida que a temperatura interna sobe para alguns milhões de kelvins, o deutério (hidrogênio pesado) é destruído primeiro. Então lítio , berílio , e o boro são decompostos em hélio como seus núcleos são bombardeados por prótons movendo-se em velocidades cada vez mais altas. Quando suas temperaturas centrais atingirem valores comparáveis a 107 PARA , hidrogênio fusão acende em seus núcleos, e eles se estabelecem com vidas longas e estáveis na sequência principal. A evolução inicial das estrelas de grande massa é semelhante; a única diferença é que sua evolução geral mais rápida pode permitir que alcancem a sequência principal enquanto ainda estão envoltos no casulo de gás e poeira a partir do qual se formaram.
Cálculos detalhados mostram que uma protoestrela aparece pela primeira vez no diagrama de Hertzsprung-Russell bem acima da sequência principal porque é muito brilhante para sua cor. À medida que continua a se contrair, ele se move para baixo e para a esquerda em direção à sequência principal.
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