Evolução estelar: nascimento e juventude

Nebulosa da Águia (IC 4703, M16), uma nuvem molecular de formação estelar. Crédito: NASA, ESA, e The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Estrelas são massas densas de gases, normalmente hidrogênio e hélio, dentro das quais há reações nucleares, produzindo uma pressão na direção externa que se equilibra com a força gravitacional provocada pela enorme massa. A massa de uma estrela pode estar entre 0,08 a 100 massas solares, e sua temperatura pode estar entre 2.200 e 30.000 °C.

As estrelas se formam a partir de nuvens de gás em galáxias. Quando uma nuvem de gás é perturbada (por exemplo, através da explosão de uma supernova ou a passagem de uma onda de densidade, como o braço espiral de uma galáxia), ela fica gravitacionalmente instável e colapsa. Após alguns milhões de anos, com a contração, os gases aumentam sua temperatura até entrar em equilíbrio hidrostático (as forças internas se igualam à força gravitacional), formando uma protoestrela, que ainda é relativamente fria, mas possui alta luminosidade.

Quando a nuvem de gás colapsada não atinge uma massa mínima (da ordem de décimos a centésimos da massa solar), não é possível iniciar as reações nucleares que caracterizam uma estrela, e estes objetos recebem a classificação de anãs marrons.

Após a fase de protoestrela, estes objetos passam pela fase de pré-sequência principal. As estrelas do tipo T Tauri (com massa da ordem de 1 massa solar) sofrem processos de queda e ejeção de matéria, apresentando grande variabilidade (na luminosidade) e forte emissão de radiação, além de nebulosidades em forma de disco e jatos que podem ser observados na região espectral do rádio.

Por serem muito pequenas e de massa difusa, é difícil obter imagens em boa resolução de estrelas nas fases mais jovens (T Tauri/pré-sequência principal). No entanto, é possível detectá-las utilizando equipamentos sensíveis a comprimentos de onda específicos.

Imagem da estrela DG Tauri B, em fase pré-sequência principal. Crédito: Chris Burrows (STScI), WFPC2 Science Team e NASA

Depois de alguns milhões de anos, em processo contínuo de contração, a protoestrela torna-se uma estrela (entra na sequência principal), com a temperatura central da ordem de 10.000.000 °C , suficiente para iniciar as reações nucleares de queima de hidrogênio e produção de hélio. É importante ressaltar que o tempo de desenvolvimento depende de sua massa. Uma estrela com 15 massas solares leva apenas 10 mil anos para chegar à sequência principal, e não passam pela fase de pré-sequência principal (quanto maior a massa, mais efêmera é a vida da estrela).

Fique ligado para o próximo post sobre evolução estelar, no qual falarei sobre a maturidade das estrelas.

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