Formação de estrelas é o processo pelo qual as regiões densas dentro de nuvens moleculares em espaço interestelar, referidas como “berçários estelares”, entram em colapso nas esferas de plasma para formar estrelas.
Formação das Estrelas
Como um ramo da astronomia, formação de estrelas inclui o estudo do meio interestelar e nuvens moleculares gigantes (GMC, sigla em inglês) como precursores para o processo de formação estrelar e no estudo de objetos jovens e formação de planetas como produtos imediatos. Teoria da formação de estrelas deve também contribuir para as estatísticas das estrelas binárias e a função inicial da massa.
Nuvens Interestelares
A galáxia espiral como a Via Láctea contém estrelas, remanescentes estelares e um difuso meio interestelar (ISM) de gás e poeira, composta de 0,1 a uma partícula por cm3, com 70% de hidrogénio em massa e a maior parte do gás residual consistindo em hélio. Este meio foi enriquecido por traços de elementos pesados ejetados nas estrelas e de como passaram para além do final da sequência principal da vida.
Nebulosas e Formação de Estrelas
Regiões de maior densidade das nuvens interestelares média de formulário ou nebulosas difusas onde a formação de estrelas ocorre. Em contraste com espirais, a galáxia elíptica perde o componente frio do meio interestelar dentro de aproximadamente um bilhão de anos, o que dificulta a galáxia a formação de nebulosas difusas, exceto por meio de fusões com outras galáxias.
Em nebulosas densas, onde as estrelas são produzidas, a maior parte do hidrogénio está no H molecular de forma que são chamadas nebulosas nuvens moleculares. As maiores formações, chamadas nuvens moleculares gigantes, têm densidades típicas de partículas de 100 por cm3, diâmetro de 100 anos-luz (9,5 × 10 14 km), massas de até seis milhões de massas solares e temperatura média interior de 10K.
Cerca de metade da massa total do ISM galáctico é encontrada em nuvens moleculares. Na Via Láctea há cerca de seis mil nuvens moleculares, cada uma com mais de cem mil massas solares.
A próxima para o dom onde as estrelas massivas se formam é a nebulosa de Orion, 1300ly (1,2 × 10,16 km) de distância. No entanto, a formação de massa da estrela inferior ocorre em cerca de 400-450 anos-luz distantes do complexo de nuvens.
Glóbulos de Bok
Um site mais compacto de formação de estrelas são as nuvens opacas de gás e poeira densa conhecida como glóbulos de Bok, assim nomeadas após descoberta do astrônomo Bart Bok. Estes podem formar em associação com o colapso de nuvens moleculares ou de forma independente. São tipicamente de até um ano-luz de diâmetro e contém algumas massas solares. Eles podem ser observados como nuvens escuras contra brilhantes nebulosas de emissão ou estrelas de fundo. Mais da metade dos glóbulos de Bok conhecidos foram encontrados para conter estrelas de formação recente.
Saiba Mais
Espaço Vazio
Uma descoberta pelo telescópio infravermelho Herschel em conjunto com outros telescópios terrestres base determinou que manchas negras do espaço em determinadas áreas, abrangendo formação de estrelas, não eram nebulosas escuras, mas, na verdade, enormes buracos de espaço vazio.
Tal é o caso da área de NGC 1999 e sua estrela V380 Orionis. A causa exata do fenômeno ainda está sendo investigado, embora tenha sido levantada a hipótese de que jatos estreitos de gás de algumas das estrelas jovens na região perfuraram a folha de poeira e gás, bem como, a forte radiação de estrela vizinha madura que ajudou a criar o conjunto de buracos. Este foi um passo até então desconhecido e inesperado no processo de formação de estrelas.
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Colapso da Nuvem
Uma nuvem de gás interestelar permanecerá em equilíbrio hidrostático, desde que a energia cinética do gás de pressão esteja em equilíbrio com a energia potencial da interna força gravitacional. Matematicamente isso é expresso usando o teorema de virial, que afirma quê para manter o equilíbrio a energia potencial gravitacional deve ser igual a duas vezes a energia térmica interna.
Se uma nuvem é enorme o suficiente para que a pressão do gás seja insuficiente para apoiar, ela vai sofrer colapso gravitacional. A massa acima do qual a nuvem vai sofrer colapso é chamada de Jeans. A massa Jeans depende da temperatura e da densidade da nuvem, mas é tipicamente de milhares de dezenas de massas solares. Isto coincide com a massa de um típico conjunto aberto de estrelas, que é o produto final da nuvem colapsar.
Na formação de estrelas um dos vários eventos pode ocorrer para comprimir nuvem molecular e iniciar o colapso gravitacional. Nuvens moleculares podem colidir entre si ou quando estão próximas de explosões supernovas. Como alternativa, colisões galácticas podem provocar enormes formações de estrelas como as nuvens de gás em cada galáxia comprimida e agitada por forças gravitacionais. O último mecanismo pode ser o responsável por formação de aglomerados globulares.
O buraco negro supermassivo no centro da galáxia pode servir para regular a taxa de formação de estrelas em núcleos galácticos. Buraco negro é incorporado por se tornar ativo, emitindo forte vento através de colimado jato relativista. Isto pode limitar a formação de estrela adicional. No entanto, as emissões de rádio nos jatos também podem desencadear a formação de estrelas. Da mesma forma, fraco jato desencadeia a formação de estrelas quando colide com alguma nuvem.
Como se desmorona, uma nuvem molecular quebra em pedaços cada vez menores de forma hierárquica, até que os fragmentos atingem a massa estelar. Em cada parte, o gás em colapso dissipa a energia obtida por libertação gravitacional de energia potencial. À medida que aumenta a densidade os fragmentos se tornam opacos e menos eficientes na irradiação da energia. Isto aumenta a temperatura da nuvem e inibe a nova fragmentação. Os fragmentos agora condensam em rotação de esferas de gás que servem como embriões estelares.
Para complicar o quadro de nuvem em colapso vale ressaltar os efeitos da turbulência, fluxos macroscópicos, rotação, campos magnéticos e geometria nuvem. Tanto a rotação como campos magnéticos podem impedir o colapso. A turbulência é instrumental, causa a fragmentação da nuvem, as menores escalas promovem colapsos.
Uma nuvem protoestelar continuará a entrar em colapso, enquanto a energia de ligação gravitacional pode ser eliminada. Este excesso de energia é perdido por radiação. No entanto, a nuvem colapsar acabará por se tornar opaca a própria radiação e a energia tem de ser removida através de outros meios.
Artigo escrito por Renato Duarte Plantier
