Formação de Estrelas:
Introdução
"Olhar para as estrelas faz-me sempre sonhar"
Vicent van Gogh.
Figura 1: The Starry Night, Vincent van Gogh, 1889. The Museum of Modern Art, NY.
Em tempos passados, falar de estrelas e "outros mundos" era tarefa perigosa. Giordano Bruno, filósofo italiano do séc. XVI, foi condenado à fogueira por defender que um "número imenso de sóis" e "uma infinidade de mundos" existia nos céus ainda por desvendar. Hoje sabemos que, de facto, as estrelas são "sóis" e que existem mais estrelas no Universo do que grãos de areia em todas as praias do nosso planeta. Cada uma destas estrelas poderá, ainda, albergar um sistema planetário, e alguns desses sistemas planetários poderão ser morada para formas de vida, seguramente muito diferentes daquelas que conhecemos na Terra.
As estrelas são o constituinte básico do Universo. Elas sempre foram fonte de fascínio e mistério para a Humanidade, servindo igualmente de tema e inspiração para artistas ao longo dos séculos. No entanto, foi só durante o século passado que começámos a descobrir os segredos acerca delas. Hoje, o seu estudo e compreensão fornecem-nos informação sobre a origem e o destino do nosso próprio Sistema Solar, a nossa morada na imensidão do Cosmos. Essa informação ajuda-nos a compreender, igualmente, a nossa própria origem e o nosso próprio destino, tal como veremos mais à frente.
Mas o que é então uma estrela? Foi só na primeira metade do séc. XX que pudemos dar resposta a esta questão. Em termos simples, uma estrela é uma esfera de gás a alta temperatura, constituída, essencialmente por hidrogénio, gerando energia através de uma série de reacções nucleares que fazem com que ela brilhe durante milhões de anos. Uma estrela é, como os astrofísicos costumam designar, “um reactor termonuclear governado pela gravidade”. De facto, é devido ao equilíbrio existente entre a força da gravidade, que tende a colapsar a matéria de que a estrela é constituída, e a força de pressão resultante da radiação emitida devido às reacções nucleares, que a estrela se mantém relativamente estável, emitindo energia durante largos milhões de anos. Enquanto este equilíbrio de forças se mantém, a estrela vive. Quando ele se quebrar, a estrela morrerá.
Foi só com o desenvolvimento da Física Nuclear no início do século passado que se percebeu qual a fonte de energia que permite que uma estrela como o Sol produza quantidades enormes de energia durante tanto tempo. De facto, H. Bethe, em 1939, demonstrou que as estrelas produzem estas quantidades de energia através da fusão de hidrogénio em hélio. Esta fusão consiste na transformação de quatro protões (quatro núcleos do átomo de hidrogénio, o elemento químico mais simples que existe na Natureza) num núcleo do átomo de hélio, constituído por dois protões e dois neutrões. Esta transformação nuclear é acompanhada de libertação de energia. Devido à enorme temperatura que se regista no interior de uma estrela, esta reacção termonuclear ocorre em larga escala, fazendo com que a estrela produza grandes quantidades de energia. Estima-se que o interior do Sol, onde estas reacções nucleares ocorrem e dão origem à energia que dele recebemos, esteja a uma temperatura de cerca de 20 milhões de graus.
Embora a taxa de consumo de hidrogénio seja literalmente astronómica no interior de uma estrela - estima-se que o Sol, um estrela típica, consuma cerca de 400 mil toneladas de hidrogénio por segundo! - as estrelas brilham durante muitos milhões de anos, sendo o seu tempo de vida ditado pela sua massa. Apesar de ser considerada uma estrela de pequena massa, a massa do Sol (cerca de 300 000 vezes superior à massa da Terra) permite que estas reacções de fusão se processem, ainda, por mais 5 mil milhões de anos, mais ou menos a idade actual do Sol. O Sol está, assim, aproximadamente, a meio da sua vida.
As estrelas de pequena massa, como o Sol, consomem o seu "combustível" a uma taxa relativamente moderada. As estrelas de grande massa são mais vorazes, e esgotam o seu alimento mais rapidamente, pelo que estão condenadas a morrer mais rapidamente. Quando o "combustível" da estrela se esgota, a estrela irá morrer, de uma forma mais ou menos catastrófica, de uma forma mais ou menos espectacular, ditada pela quantidade de massa com que viveu durante milhões de anos.
É, assim, hoje ponto assente que as estrelas nascem, vivem e morrem, tal como nós. É também sabido que a morte de uma estrela pode ditar o nascimento de muitas mais, completando um ciclo cósmico do qual fazemos também parte. Nas semanas seguintes iremos então falar dos locais onde as estrelas nascem, da forma como elas nascem, de como a morte de uma estrela pode fomentar o nascimento de muitas outras e de como a própria Humanidade faz parte deste "grande ciclo" de vida e morte no Cosmos.
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| Figura 2 - A galáxia Sombrero. Crédito: ESO. |
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| Figura 3 - A galáxia espiral Whirlpool. Crédito: NASA, STScI/AURA. | |
Estima-se que o meio interestelar constitua cerca de 10% da massa da nossa Galáxia. Desse material, apenas 1% se encontra sob a forma de poeira. Apesar de constituir uma pequena fracção da massa do meio interestelar, a poeira vai ter um papel preponderante na formação de estrelas. A poeira e o gás organizem-se em nuvens, ditas nuvens moleculares por serem formadas pelas mais variadas moléculas, desde a molécula mais abundante de hidrogénio (H2), passando por moléculas como CO, CS, NH3, e outras bem mais complexas.
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| Ano Luz: 1 ano-luz é a distância percorrida pela luz ao fim de um ano. Corresponde a 9,5x1015 m, o equivalente a mais de 60 000 vezes a distância média da Terra ao Sol. | |
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| Figura 4 - Nuvem escura Barnard 68. Crédito: ESO. |
Em alguns casos esta extinção assume contornos bastante curiosos, formando nuvens escuras com formas peculiares. Um dos exemplos mais conhecidos é a nebulosa Cabeça de Cavalo (Figura 5).
Um facto curioso é que esta extinção é selectiva, isto é, não se dá da mesma forma em todos os comprimentos de onda. De facto, se olharmos para a nuvem da Figura 4 com instrumentos sensíveis a radiação infravermelha, aquilo que observamos é completamente diferente.
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| Figura 5 - Nebulosa Cabeça de Cavalo. Crédito: ESO. | |
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| Mícron: 1 mícron = 0,000001 m. |
Estas estrelas em formação, designadas por proto-estrelas, emitem na banda do infravermelho, devido à baixa temperatura do material de que são formadas. Assim, apesar dos estágios iniciais de formação de uma estrela nos estarem vedados na região visível do espectro, podemos a eles aceder através de observações realizadas no infravermelho. E isto acontece porque a poeira de que as nuvens são feitas não extingue tão bem a radiação infravermelha como extingue a radiação visível. A extinção é, assim, selectiva. A radiação visível é absorvida, tornando a nuvem opaca, qual objecto imerso num denso nevoeiro. A radiação infravermelha penetra na nuvem e consegue escapar e chegar até nós.
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| Figura 6 - Nuvem escura Barnard 68 vista a comprimentos de onda diferentes. Crédito: ESO. |
Para além de extinguir a luz das estrelas, a poeira altera-lhe, ainda, a sua cor. De facto, a luz das estrelas que se encontram por detrás da nuvem aparece-nos mais avermelhada do que na realidade é. Este fenómeno de "avermelhamento" é conhecido, no meio científico, por "reddenning". A poeira absorve e dispersa, preferencialmente, a componente azul da luz emitida pelas estrelas, pelo que a luz que chega até nós vai-nos chegar "avermelhada". O mesmo fenómeno ocorre durante um pôr-do-Sol, neste caso sendo o "avermelhamento" produzido pela atmosfera terrestre. De notar aqui que, o efeito de "reddenning" protagonizado pelo meio interestelar, é um efeito extremamente subtil, sendo apenas detectado em imagens de telescópio. Se uma estrela nos parecer vermelha à vista desarmada, isto não é devido ao efeito da poeira interestelar que possa existir entre ela e nós, mas sim devido à baixa temperatura da superfície da estrela. É igualmente importante distinguir o efeito de "reddenning" do efeito de "desvio para o vermelho". O efeito de "desvio para o vermelho", conhecido por efeito de Doppler, desloca toda a luz que um objecto possa emitir para comprimentos de onda maiores, isto no caso de ele se encontrar em movimento e a afastar de nós. O efeito de "reddenning", pelo contrário, faz com que um objecto se nos apresente avermelhado, não devido a um efeito de deslocamento do comprimento de onda, mas devido à filtragem dos comprimentos de onda menores (correspondentes à zona azul do espectro). É, assim, um efeito de selecção.
É o estudo do efeito na luz das estrelas protagonizado pela poeira que permite aos astrónomos determinar as condições físicas no interior destas nuvens, tal como a sua temperatura, a sua densidade e a sua morfologia. O estudo do efeito de extinção e de "reddenning" em diferentes direcções do espaço permitiu, igualmente, concluir que estes se fazem sentir, preferencialmente, no plano da nossa galáxia, pondo em evidência que a maior parte da poeira se encontra distribuída neste plano, nomeadamente ao longo dos braços espirais da galáxia, tal como no exemplo apresentado na Figura 3. Outros estudos permitiram igualmente concluir que o gás interestelar está igualmente disperso por estes braços espirais. São esta poeira e este gás que vão constituir a matéria prima a partir da qual as estrelas se formam.
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Figura 2 - A galáxia Sombrero. Crédito: ESO.
Quando olhamos para o céu nocturno, são as estrelas que chamam a nossa atenção, são elas que nos fascinam. Foram elas que despertaram o interesse dos nossos antepassados e os fizeram imaginar figuras no céu a que chamamos constelações. E, ao olharmos para elas, podemos ser levados a pensar que o espaço entre elas é vazio, desprovido de interesse. Nada de mais errado. Na realidade, o espaço entre as estrelas não é vazio e o seu estudo constitui, actualmente, uma das áreas mais activas da Astronomia, pois é nele que residem os mistérios da génese das próprias estrelas. De facto, existem enormes quantidades de gás e poeira entre as estrelas e é este o material embrionário a partir do qual elas se formam. O gás é essencialmente hidrogénio. A poeira é essencialmente constituída por grãos de grafite e silicatos. Estes grãos são de reduzidíssimas dimensões, inferiores às das partículas do fumo do tabaco. Apesar destas reduzidas dimensões, estes grãos desempenham um papel fundamental na formação de estrelas. É esta poeira e este gás que constituem o chamado Meio Interestelar.
Figura 3 - A galáxia espiral Whirlpool. Crédito: NASA, STScI/AURA.
As figuras 2 e 3 mostram duas galáxias. Nelas é visível que uma galáxia não é constituída, apenas, por estrelas. Na Figura 2 é bem evidente a existência de um disco de poeira envolvendo a galáxia Sombrero, criando zonas de obscurecimento que impedem que algumas partes da galáxia sejam visíveis. A Figura 3 mostra a galáxia Whirlpool, uma galáxia espiral tal como a nossa Via Láctea, sendo visíveis os seus braços espirais onde se nota a presença de manchas escuras de poeira em conjunto com zonas de elevada luminosidade. Estas zonas mais brilhantes são zonas activas de formação de estrelas, autênticos berçários de estrelas. O seu brilho deve-se à emissão produzida por hidrogénio ionizado. Por este motivo estas regiões são designadas por regiões HII.
Estima-se que o meio interestelar constitua cerca de 10% da massa da nossa Galáxia. Desse material, apenas 1% se encontra sob a forma de poeira. Apesar de constituir uma pequena fracção da massa do meio interestelar, a poeira vai ter um papel preponderante na formação de estrelas. A poeira e o gás organizem-se em nuvens, ditas nuvens moleculares por serem formadas pelas mais variadas moléculas, desde a molécula mais abundante de hidrogénio (H2), passando por moléculas como CO, CS, NH3, e outras bem mais complexas.
Ano Luz: 1 ano-luz é a distância percorrida pela luz ao fim de um ano. Corresponde a 9,5x1015 m, o equivalente a mais de 60 000 vezes a distância média da Terra ao Sol.
Estas nuvens moleculares estão entre os objectos mais frios do Universo, sendo a sua temperatura típica cerca de -250°C. As nuvens maiores, designadas Nuvens Moleculares Gigantes, atingem centenas de anos-luz de extensão, podendo conter cerca de 1 milhão de massas solares sob a forma de gás e poeira. Estas são as maiores formações existentes na Galáxia.
Figura 4 - Nuvem escura Barnard 68. Crédito: ESO.
Por vezes estas nuvens contêm tanta matéria que a luz das estrelas que se encontram por detrás não consegue atravessá-las. Como exemplo, a Figura 4 mostra, não um "buraco no céu" desprovido de estrelas, mas sim uma nuvem escura, tão escura que practicamente não se vêem estrelas através dela. É no interior de nuvens deste tipo que as estrelas se formam. Repare-se no forte obscurecimento produzido pela nuvem na luz emitida pelas estrelas que se encontram por detrás de si. Este é um dos efeitos produzidos pela poeira de que estas nuvens são constituídas. A este fenómeno dá-se o nome de extinção interestelar.
Em alguns casos esta extinção assume contornos bastante curiosos, formando nuvens escuras com formas peculiares. Um dos exemplos mais conhecidos é a nebulosa Cabeça de Cavalo (Figura 5).
Um facto curioso é que esta extinção é selectiva, isto é, não se dá da mesma forma em todos os comprimentos de onda. De facto, se olharmos para a nuvem da Figura 4 com instrumentos sensíveis a radiação infravermelha, aquilo que observamos é completamente diferente.
Figura 5 - Nebulosa Cabeça de Cavalo. Crédito: ESO.
Mícron: 1 mícron = 0,000001 m.
Repare-se na sequência de imagens apresentadas na Figura 6. Cada imagem corresponde a uma observação feita num comprimento de onda diferente. À medida que realizamos observações correspondentes a comprimentos de onda cada vez maiores, começando na região óptica do espectro (0,44 mícron) e percorrendo a região do infravermelho próximo, detectamos cada vez mais estrelas. Na sequência das imagens em baixo, correspondentes aos comprimentos de onda 1,25, 1,65 e 2,2 mícron, é bem visível a detecção de estrelas na direcção da nuvem escura. Estamos, neste caso, a detectar a luz das estrelas que se encontram por detrás da nuvem. Estamos, igualmente, a detectar a luz das estrelas que se encontram no interior da nuvem, estrelas jovens embebidas na própria nuvem, qual larvas no interior dos seus casulos embrionários.
Estas estrelas em formação, designadas por proto-estrelas, emitem na banda do infravermelho, devido à baixa temperatura do material de que são formadas. Assim, apesar dos estágios iniciais de formação de uma estrela nos estarem vedados na região visível do espectro, podemos a eles aceder através de observações realizadas no infravermelho. E isto acontece porque a poeira de que as nuvens são feitas não extingue tão bem a radiação infravermelha como extingue a radiação visível. A extinção é, assim, selectiva. A radiação visível é absorvida, tornando a nuvem opaca, qual objecto imerso num denso nevoeiro. A radiação infravermelha penetra na nuvem e consegue escapar e chegar até nós.
Figura 6 - Nuvem escura Barnard 68 vista a comprimentos de onda diferentes. Crédito: ESO.
Para além de extinguir a luz das estrelas, a poeira altera-lhe, ainda, a sua cor. De facto, a luz das estrelas que se encontram por detrás da nuvem aparece-nos mais avermelhada do que na realidade é. Este fenómeno de "avermelhamento" é conhecido, no meio científico, por "reddenning". A poeira absorve e dispersa, preferencialmente, a componente azul da luz emitida pelas estrelas, pelo que a luz que chega até nós vai-nos chegar "avermelhada". O mesmo fenómeno ocorre durante um pôr-do-Sol, neste caso sendo o "avermelhamento" produzido pela atmosfera terrestre. De notar aqui que, o efeito de "reddenning" protagonizado pelo meio interestelar, é um efeito extremamente subtil, sendo apenas detectado em imagens de telescópio.
Se uma estrela nos parecer vermelha à vista desarmada, isto não é devido ao efeito da poeira interestelar que possa existir entre ela e nós, mas sim devido à baixa temperatura da superfície da estrela. É igualmente importante distinguir o efeito de "reddenning" do efeito de "desvio para o vermelho". O efeito de "desvio para o vermelho", conhecido por efeito de Doppler, desloca toda a luz que um objecto possa emitir para comprimentos de onda maiores, isto no caso de ele se encontrar em movimento e a afastar de nós. O efeito de "reddenning", pelo contrário, faz com que um objecto se nos apresente avermelhado, não devido a um efeito de deslocamento do comprimento de onda, mas devido à filtragem dos comprimentos de onda menores (correspondentes à zona azul do espectro). É, assim, um efeito de selecção.
É o estudo do efeito na luz das estrelas protagonizado pela poeira que permite aos astrónomos determinar as condições físicas no interior destas nuvens, tal como a sua temperatura, a sua densidade e a sua morfologia. O estudo do efeito de extinção e de "reddenning" em diferentes direcções do espaço permitiu, igualmente, concluir que estes se fazem sentir, preferencialmente, no plano da nossa galáxia, pondo em evidência que a maior parte da poeira se encontra distribuída neste plano, nomeadamente ao longo dos braços espirais da galáxia, tal como no exemplo apresentado na Figura 3. Outros estudos permitiram igualmente concluir que o gás interestelar está igualmente disperso por estes braços espirais. São esta poeira e este gás que vão constituir a matéria prima a partir da qual as estrelas se formam.
Como nascem as estrelas?
"Tínhamos o céu por cima de nós, constelado de estrelas e costumávamo-nos deitar de costas a olhar para elas e discutiamos se elas tinham sido feitas, ou se tinham simplesmente aparecido."
Mark Twain, Huckleberry Finn
Figura 7 - Fantásticas colunas de gás e poeira na nebulosa da Águia, sugestivamente baptizadas aquando da obtenção desta imagem pelo Hubble Space Telescope por "Pilares da Criação". Estrelas jovens iluminam a parte superior da imagem pondo em evidência a existência de casulos de gás onde se pensa que se estão a formar estrelas. Crédito: Jeff Hester & Paul Scowen, Arizona State University, NASA.
Quando olhamos para as estrelas, podemos ser levados a pensar que elas sempre existiram e que são imutáveis. Sempre ali estiveram e hão-de estar. No entanto, esta percepção é uma ilusão e resulta da enorme diferença que existe entre as escalas de tempo que regem a nossa vida e a vida das estrelas. De facto, hoje é bem sabido que as estrelas nascem, vivem e morrem, tal como nós. Mas compreender a forma como isto acontece não é tarefa fácil. Perceber todo o processo evolutivo de uma estrela, que demora, em média, cerca de 10 mil milhões de anos a ocorrer, requer o uso de técnicas observacionais avançadas que só nas últimas décadas se tornaram disponíveis. Além disso, os astrónomos têm acesso apenas a uma pequena fracção da vida de uma estrela. Como compreender e desvendar os mistérios que regem a formação, evolução e morte das estrelas? A solução adoptada pelo astrónomos consiste em estudar diferentes estrelas em diferentes estágios de evolução, desde aquelas que ainda se encontram no seu casulo embrionário prestes a nascer, até às mais velhas e já condenadas a uma morte certa.
Observações realizadas durante as últimas décadas permitiram concluir que as estrelas nascem da fragmentação e colapso gravitacional das nuvens de gás e poeira que existem no seio das galáxias. Terá sido a fragmentação e colapso de uma nuvem molecular que terá dado origem ao nosso próprio Sistema Solar há cerca de 4500 milhões de anos atrás. Nessa altura, parte de uma nuvem molecular da nossa galáxia terá ficado instável e terá começado a colapsar sob acção da gravidade. Os factores que terão despoletado esse colapso gravitacional não são conhecidos, mas a explosão de uma supernova na vizinhança da nuvem é uma das hipóteses possíveis, tal como veremos mais à frente.
A figura seguinte mostra uma imagem obtida com o Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO) da região central da famosa nebulosa de Orion, também conhecida por M42. Na imagem são visíveis inúmeras estrelas jovens ainda rodeadas por gás e poeira, pelo que esta zona é conhecida como sendo uma verdadeira maternidade de estrelas.
Figura 8 - Aglomerado do Trapézio na Nebulosa de Orion. Crédito: Mark McCaughrean & ESO.
A partir do momento em que uma nuvem entra em colapso, a densidade e a temperatura aumentam, fazendo com que as suas partes centrais se tornem mais densas e quentes. A acumulação de massa no centro faz com que mais massa seja atraída e colapse sob a acção da gravidade. As regiões centrais colapsam mais rapidamente, pois estão sujeitas a uma força gravitaional maior. O resultado é um núcleo quente e denso rodeado por um casulo de gás e poeira, aquilo que os astrónomos designam por uma proto-estrela. Na figura seguinte, obtida com o Telescópio Espacial Hubble, pode-se ver um exemplo destes casulos proto-estelares a rodear uma estrela ainda em formação.
Nesta fase, a estrela ainda não é visível e encontra-se embebida no seio do gás e da poeira. Este material vai-se acumulando cada vez mais na região central, fazendo com que o ambiente circum-estelar se vá dissipando, deixando que a radiação emitida pelo núcleo central comece a escapar por entre o nevoeiro proto-estelar. Ao fim de vários milhões de anos, a temperatura no centro é de tal forma elevada que os átomos de hidrogénio se começam a fundir. A fusão do hidrogénio produz hélio e a energia libertada faz com que o núcleo central se torne visível. Nasce assim uma estrela!
Figura 9 - O objecto em forma de gota de água é do tamanho do Sistema Solar e é um exemplo dos muitos casulos proto-estelares detectados na nebulosa de Orion pelo Telescópio Espacial Hubble. Crédito: NASA.
Tal como a água em rotação que se escoa pelo ralo de uma banheira, também a matéria que cai no núcleo central da proto-estrela o faz acompanhada de um movimento de rotação. E, à medida que essa matéria em queda se aproxima cada vez mais da região central, a sua velocidade de rotação vai aumentando cada vez mais. O mesmo se passa quando uma bailarina em rotação fecha os seus braços: a sua velocidade de rotação aumenta. Este fenómeno deve-se à chamada conservação do momento angular. O momento angular de uma corpo é uma medida da sua rotação em torno de um ponto, e esta grandeza física tem de se conservar. É uma das leis da natureza, tal como a conservação da massa.
O resultado deste processo de acrescimento de massa em rotação é a formação de uma disco circum-estelar. Actualmente estes discos são designados por discos proto-planetários, pois pensa-se que é no seio destes discos que se formam os planetas. Na figura seguinte mostrasse um diagrama ilustrando a formação de um destes discos, tal como o disco que terá dado origem ao nosso Sistema Solar.
A existência destes discos está hoje largamente comprovada através de diversas observações astronómicas. Um dos exemplos mais famosos é o disco de poeira em torno da estrela jovem Beta Pictoris. Na Figura 11 podemos ver uma imagem desse disco resultante de uma observação do telescópio Hubble. Esta é uma imagem em cor falsa obtida através do obscurecimento da luz da estrela central, deixando visível o disco de poeira . Este disco é um potencial sistema solar e estudos posteriores têm procurado determinar a possível existência de planetas no disco.
Figura 10 - Visão artística ilustrando a formação de um disco circum-estelar. O colapso de uma nuvem deu origem a uma proto-estrela rodeada de um disco onde se formam planetas, asteróides e cometas.
Ao contrário do que se possa pensar, a formação de uma estrela não é acompanhada apenas de acumulação de massa. Na verdade, e por mais estranho que possa parecer, assiste-se, também, à ejecção de massa a partir da proto-estrela. De facto, é hoje aceite que qualquer proto-estrela irá desenvolver, ao longo da sua formação, jactos de matéria emitida ao longo dos seus pólos. Estes jactos de matéria podem ser visíveis, sendo muitas das vezes acompanhados pela formação dos chamados "outflows" moleculares, zonas de gás excitado que acompanha o movimento de ejecção dos jactos. A emissão desta matéria vai excitar o material circundante à volta da jovem estrela, formando zonas de excitação no ambiente circum-estelar, criando os chamados objectos Herbig-Haro, ou objectos HH. Estes objectos, descobertos pela primeira vez na década de 50, constituem um sinal associado à formação de estrelas.
Por vezes não é possível nos apercebermos da presença da estrela em formação, dado não ser possível aceder, na banda do visível, aos estágios iniciais de formação de uma estrela, isto pelas razões já enunciadas atrás. Mas muitas vezes podemos ver estas formações resultantes da actividade proto-estelar. É o caso dos objectos visíveis na figura 12. Nessa imagem, obtida com o HST, são bem visíveis os objectos HH1 e HH2, os primeiros do género a serem descobertos.
Figura 11 - Disco de poeira visto de perfil em torno de Beta Pictoris. Crédito: C. Burrows, J.Krist, WFPC2 Team, NASA, ESA.
A imagem seguinte mostra os dois objectos HH, HH1 do lado direito e HH2 do lado esquerdo. A estrela brilhante visível junto a HH1 é a estrela que se julgava, até há uns anos atrás, ser responsável pela formação destes objectos. No entanto, observações no rádio revelaram que a estrela responsável por este sistema é uma estrela jovem, invisível na imagem, situada entre os dois objectos HH, junto do jacto visível em pormenor no painel em baixo do lado esquerdo. Estes jactos de matéria chegam a atingir 100 000 km/h e são responsáveis por escavar a região à volta da estrela jovem em formação. Estes jactos ajudam, assim, a proto-estrela a libertar-se dos restos do seu manto embrionário.
Figura 12 - Objectos HH1 e HH2. Crédito: J. Heater, Arizona State Univeristy, NASA.
As razões para a existência destas ejecções de massa nos estágios iniciais de formação de uma estrela são tema ainda de forte debate na comunidade astronómica. Apesar de os detalhes não serem ainda bem entendidos, julga-se que o fenómeno está relacionado com a conservação do momento angular, quantidade física que, como vimos atrás, tem de se conservar. À medida que o material caí na direcção do centro, a sua velocidade de rotação aumenta. A expulsão de matéria ao longo dos pólos da proto-estrela é uma forma de esta dissipar parte do seu momento angular.
A descoberta e o estudo destes fenómenos dão-nos pistas sobre a forma como uma estrela se forma. Não sendo possível visualizar o processo de formação de uma estrela de uma forma directa, os astrónomos procuram caracterizar os estágios proto-estelares olhando para jactos, discos, nuvens, distribuições de gás e poeira. O estudo das suas propriedades e dos efeitos que provocam no meio envolvente permitem desvendar o que se passa por detrás de um denso nevoeiro interestelar. Para penetrar nesse denso nevoeiro tivemos de esperar pelas últimas décadas para que se desenvolvesse a tecnologia necessária que nos permite hoje perscrutar as mais frias regiões do espaço e aceder, assim, aos primeiros instantes de formação de uma estrela.
Novas ferramentas para o estudo da Formação de Estrelas e o "Grande Ciclo Cósmico"
"Todos nós somos literalmente feitos de pequenos pedaços de poeira estelar."
William Fowler
Figura 13 - O Infrared Space Observatory (ISO) em preparação para o seu lançamento em 1995. Crédito: ESA.
Como dissemos atrás, o processo de formação de uma estrela é um fenómeno que não nos está directamente acessível na banda visível do espectro electromagnético. A gestação de uma nova estrela ocorre envolto num manto de poeira densa que obscurece os estágios iniciais. Para penetrar nestes ambientes, são necessárias ferramentas adequadas, tal como telescópios equipados com instrumentos capazes de realizar observações no infravermelho, no submilímetro e no rádio. Muitas vezes, estas observações têm de ser realizadas a partir do espaço, dado que a atmosfera terrestre absorve grande parte da radiação infravermelha.
O Infrared Space Observatory (ISO) da Agência Espacial Europeia (ESA) foi uma dessas ferramentas que permitiu abrir uma nova "janela" para o espaço. Lançado em 1995, o ISO realizou, durante mais de 3 anos, inúmeras observações de extrema importância para os estudos de formação de estrelas. A detecção de água no espaço interestelar, a caracterização dos ambientes circum-estelares de muitas proto-estrelas e a observação dos ambientes frios característicos das nuvens moleculares onde as estrelas se formam estão entre os muitos resultados alcançados pelo ISO.
Figura 14 - Visão artística do HERSCHEL. Crédito: ESA.
No entanto, o ISO possuía apenas um telescópio relativamente pequeno (60 cm), pelo que a ESA planeia já o seu sucessor. Tendo sido primeiramente baptizado com o nome de FIRST (Far-Infrared and Submillimetre Telescope), agora designado HERSCHEL, em homenagem ao descobridor da radiação infravermelha, possuirá um telescópio de 3.5m de diâmetro e terá a capacidade de realizar observações numa zona mais alargada do espectro electromagnético. O seu lançamento está previsto para 2007.
Há um outro projecto observacional que está igualmente a entusiasmar a comunidade astronómica. Trata-se do Atacama Large Millimetre Array (ALMA), conjunto de 64 antenas de rádio, cada uma com 12m de diâmetro, capazes de funcionar em conjunto, usando uma técnica observacional que se designa por interferómetria. Apesar de já ser uma técnica largamente utilizada há várias décadas, sendo o exemplo mais conhecido o Very Large Array (VLA) no Novo México nos Estados Unidos com 27 antenas a funcionarem em conjunto, desta vez a envergadura do projecto é tal que se espera uma verdadeira revolução na Astronomia com a entrada em funcionamento deste conjunto de telescópios. Este projecto colossal está a ser projectado pelo European Southern Observatory para o deserto do Atacama, no Chile, um pouco mais a norte do observatório de La Silla, a cerca de 5000m de altitude. Quando estiver pronto, o ALMA permitirá aumentar em larga escala a nossa capacidade de distinguir pormenores em muitos ambientes proto-estelares, desvendando, certamente, muitos segredos ainda escondidos.
Figura 15 - Visão artística do Atacama Large Millimetre Array (ALMA). Crédito: ESO.
"O Grande Ciclo Cósmico"
Como vimos no início, as estrelas vivem e brilham devido ao consumo de hidrogénio ocorrido através de reacções termonucleares. O peso das camadas exteriores de uma estrela é suportado pela pressão da radiação gerada no inferno nuclear no centro da estrela. Enquanto se mantiver o equilíbrio entre a força da gravidade, que tende a colapsar a estrela, e a força de pressão da radiação, a estrela viverá calmamente. No entanto, este equilíbrio não se pode manter eternamente. O "combustível" das estrela é finito, pelo que, quando ele se esgota, a estrela morre. O Sol, por exemplo, possui uma massa igual a cerca de 300000 vezes a massa da Terra. Apesar da enorme taxa de consumo de hidrogénio, esta massa ainda é suficiente para que o Sol brilhe durante mais 5 mil milhões de anos.
A forma como uma estrela termina a sua vida depende da sua massa. Uma estrela típica como o Sol irá passar, depois de esgotar o seu hidrogénio, pela fase de gigante vermelha, libertando em seguida as suas camadas exteriores para o espaço. Deixará como marca da sua existência uma nebulosa planetária, e o seu núcleo central formará uma anã branca. Grande parte da sua massa será assim disseminada pelo espaço interestelar.
As estrelas de massa mais elevada morrem de uma forma mais espectacular. Depois de passarem por uma fase de super gigantes, consumindo no seu interior elementos cada vez mais pesados, aquelas com mais de 6 massas solares acabam por morrer sob a forma de uma supernova, uma explosão catastrófica capaz de produzir tanta luz como uma galáxia inteira. No centro da explosão poder-se-á formar uma estrela de neutrões ou um buraco negro.
As ondas de choque provocadas por uma supernova podem, eventualmente, comprimir uma nuvem molecular na sua vizinhança, despolentando assim a formação de mais estrelas. A morte de uma estrela pode, assim, significar o nascimento de muitas mais. Uma explosão destas é igualmente determinante para a produção de elementos pesados. De facto, sabemos hoje que todos os elementos mais pesados que o ferro foram sintetizados em explosões de supernovas.
É fascinante pensar que tudo aquilo que vemos à nossa volta foi sintetizado no interior das estrelas ou em explosões de supernovas e que o Universo é uma enorme máquina de reciclagem cósmica. O gás e a poeira a partir do qual as estrelas se formam voltam ao espaço interestelar, criando sementes para a formação de novas estrelas, fechando, assim, um ciclo a que podemos chamar "Grande Ciclo Cósmico".
As estrelas, tal como nós, nascem, vivem e morrem. E nós fazemos parte deste ciclo cósmico, pois, afinal de contas, nós próprios somos feitos de matéria produzida nas estrelas.
Autoria:
José Carlos Correia
Investigador da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa
Publicado em 29/03/2013- Licença padrão do YouTube
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