de Crédito e Direitos Autorais : Don Goldman
De cabelos soltos
a mulher olha cantando:
- vê meu brinco T.Tauri...
T.Tauri
Ao seio direito
brilha forte ,confortável
A imagem retrata
a mãe azul amorosa
- sem véus ou mistérios
Explicação: A estrela laranja no centro desta notável skyview telescópica é T Tauri, o protótipo da classe de variáveis T Tauri estrelas. Perto é uma nuvem de poeira cósmica amarelo historicamente conhecida como
Nebulosa Variável de Hind (NGC 1555/1554).
Mais de 400 anos-luz de
distância, à beira de uma nuvem molecular, a estrela e nebulosa são vistas a
variar significativamente em brilho, mas não necessariamente ao mesmo
tempo, somando-se o mistério da região intrigante.
Estrelas T Tauri são
agora reconhecidos como jovens (menos de alguns milhões de anos),
estrelas como o sol ainda nos primeiros estágios de formação . Para mais
A cor da imagem
dramática se estende por cerca de 4 anos-luz na estimado distância de T Tauri .
De cabelos soltos
deusa azul olha cantando:
- vê meu brinco T.Tauri...
Que mulher é essa
deusa ou mensageira
da estrela T.Tauri?
Certamente a guardiã
deste tesouro estelar
próximo da Terra.
Viva!
O céu se revela!
- basta ter olhos de ver
Estrela T Tauri
Representação artística de uma estrela T Tauri com um disco circumestelar
As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera.
As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,[1] de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares.[2] As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos.
As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários.
Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.
T Tauris : Estrelas Proto-Solares
A formação e evolução das estrelas é um tema largamente estudado
ao longo dos anos e cuja importância é evidente. No caso de
estrelas de pequena massa, esse interesse é acrescido como meio de
melhor compreender a evolução ocorrida no próprio Sol e explicar a
formação de sistemas planetários.
As estrelas jovens
e de pequena massa são geralmente
denominadas
estrelas T Tauri e são conhecidas
como as progenitores do nosso
Sol.
Os estudos de formação estelar indicam que as estrelas de pequena massa são formadas no interior bastante denso de nuvens moleculares. Em termos mais simples podemos explicar o processo da seguinte forma. Uma pequena perturbação do estado de equilíbrio da nuvem pode causar uma instabilidade que produz o colapso gravitacional do gás. Este colapso é travado com o aumento da pressão do gás, formando-se um núcleo mais denso a que costumamos chamar proto-estrela. Nesta fase, o brilho do objecto provém da energia potencial libertada aquando do colapso gravitacional. As densidades não são suficientemente altas para ocorrerem reacções termonucleares. A contracção não é contudo eliminada, continuando de forma mais lenta. Em simultâneo, dá-se a formação de um disco circum-estelar.
Nesta primeira fase,
o sistema proto-estrela mais disco
estão
embebidos na nuvem.
Com a progressiva dissipação
da
nuvem circum-estelar,
a estrela torna-se visível
no óptico.
Esta fase na vida de uma estrela de pequena massa é bastante agitada, traduzindo-se numa variação do brilho e do espectro observados em escalas de tempo que podem ir de horas a anos. No entanto, em termos gerais, podemos afirmar que o espectro de uma estrela T Tauri é geralmente caracterizado por três componentes: o espectro de uma estrela normal com a mesma temperatura, ao qual está sobreposto um excesso de contínuo mais intenso no azul e no infravermelho e uma grande quantidade de riscas de emissão. Estas riscas de emissão são muito semelhantes às observadas na cromosfera do Sol.
Fig.1 A figura compara o espectro médio de uma estrela T Tauri ao de uma estrela normal.Diversos modelos têm sido usados para explicar o espectro emitido pelas estrelas T Tauri e as diferenças relativamente ao de uma estrela normal. Embora não haja um modelo único que consiga explicar todas as características observadas, grandes avanços foram conseguidos nas duas últimas décadas. Assim, o excesso de radiação observada no infravermelho está associado ao disco circum-estelar.
As riscas de
emissão
são mais difíceis de reproduzir,
embora possam ocorrer numa
cromosfera
semelhante à solar, mas muito mais activa.
Um factor importante, e que tem sido objecto de um maior estudo nos
últimos anos, é a evolução do disco circum-estelar. A
evolução da estrela está ligada à do disco. No entanto,
o disco por si só é fundamental para a compreensão da formação
de planetas. A observação mostra-nos que o disco circum-estelar
desaparece com o decorrer do tempo, ficando apenas alguns planetas a
orbitar em torno da estrela. A forma como se dá essa transição é uma
área importante no estudo da formação planetária.
Doutor Jorge Filipe Gameiro Centro de Astrofísica da Universidade do Porto
ESTRELA T TAURI
As
estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas
a partir do objeto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São
estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas
pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se
identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na
sua cromosfera.
Estrelas como o nosso Sol,
quando são jovens, designam-se por estrelas T Tauri. Isto deve-se
simplesmente ao fato de que o protótipo das estrelas jovens de pequena
massa é precisamente a estrela T da constelação do Touro.
As estrelas T
Tauri clássicas, com menos de 3 milhões de anos, possuem todas discos
circum-estelares de gás e poeira a partir do qual poderão se formar
eventualmente os planetas (e daí o nome de discos protoplanetários).
Estes discos, que emitem fortemente radiação ou ondas.
As suas
propriedades
dependem do comprimento de onda:
ondas ou fótons com
comprimentos de onda
mais longos traduzem radiação menos energética.
A
radiação eletromagnética, ou luz,
é usualmente descrita como um conjunto
de bandas de radiação, como por exemplo
o infravermelho, o rádio ou os
raios-X.
Esta banda permite observar astros, fenômenos, ou processos
físicos com temperaturas entre -263°C e 4.927°C. Contudo, a maioria das
estrelas T Tauri mais evoluídas, designadas por estrelas T Tauri nuas
(do inglês naked T Tauri stars), não apresentam qualquer indício de
possuírem discos em seu redor. De acordo com a teoria atualmente aceita,
são necessários mais de 10 milhões de anos para formar planetas nos
discos. Os astrônomos tendem então a pensar que os discos vão se
dissipando com o tempo, acabando o seu material caindo na estrela
central, ou sendo ejetado para o meio interestelar
(O
meio interestelar
é constituído por toda a matéria existente
no espaço
entre as estrelas. Cerca de 99% da matéria interestelar
é composta por
gás, sendo os restantes
1% dominados pela poeira).
A massa total
do gás e da poeira do meio interestelar é cerca de 15% da massa total da
matéria observável da nossa galáxia, a Via Láctea. A matéria do meio
interestelar existe em diferentes regimes de densidade e temperatura,
como por exemplo as nuvens moleculares (frias e densas) ou o gás
ionizado (quente e tênue). No entanto, nesse intervalo de tempo, o
material do disco vai sendo aglutinado em objetos rochosos, os
planetesimais. À medida que estes agregam mais massa, uma fração cada
vez mais importante da massa do disco protoplanetário fica
impossibilitada de emitir luz diretamente, por se encontrar agarrada a
estes planetesimais.
Assim,
pequenos grãos de poeira,
bem como moléculas
de monóxido de carbono,
ambos abundantes nestes discos,
devem
rapidamente desaparecer do disco
no decorrer dos primeiros tempos de
formação dos planetas.
O constituinte principal dos discos, hidrogênio
molecular, deve permanecer no disco durante muito mais tempo do que os
grãos de poeira ou o monóxido de carbono. Infelizmente, o hidrogênio
molecular é extremamente difícil de detectar por se tratar de uma
molécula homonuclear. Para que emita no infravermelho, é necessário que
seja aquecido a elevadas temperaturas, o que acontece por exemplo em
regiões de choque dos jatos emanados pelas estrelas jovens com o meio
interestelar ambiente.
O fato das estrelas T Tauri
emitirem também
fortemente nos raios-X,
levou esta equipe de astrônomos a pensar
que
talvez esteja aí a fonte de energia necessária
para excitar o hidrogênio
molecular existente nos discos.
Ao efetuarem observações no
Observatório de Kitt Peak, no Arizona (EUA), descobriram uma estrela T
Tauri nua, aparentemente sem qualquer disco em seu redor, detectaram a
presença de hidrogênio molecular. Observações posteriores confirmaram o
mesmo resultado em mais 11 casos. Se estes resultados se confirmarem
para um maior número de estrelas T Tauri, pode bem ser que Jeff Bary e
David Weintraub tenham descoberto um mecanismo importante no processo de
formação de planetas.
E, se assim for,
então as estrelas T Tauri nuas
afinal não andam nuas,
pois não perderam os seus discos.
E sistemas
solares como o nosso podem,
afinal, ser muito frequentes por esse
Universo fora.
Fonte: Portal do Astrónomo
PabloPicasso
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
haicais:radeir
http://www.oal.ul.pt/oobservatorio/vol6/n6/vol6n06_2.html
http://imagensdouniverso.blogspot.com.br/2009/08/estrelas-t-tauri.html
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