Evolução estelar: formação de estrelas

Na impossibilidade de observar o ciclo de vida de uma simples estrela, em Astrofísica tenta-se entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma num diferente ponto do ciclo de vida (evolução estelar em Andrómeda), e simulando a estrutura estelar com modelos de computadores.

Nestas imagens de Andrómeda podemos observar as fases do ciclo de vida estelar. A imagem infravermelha de Herschel mostra nuvens de poeira e gás frio no interior das quais se podem formar estrelas. A imagem óptica mostra estrelas já formadas, luminosas e cintilantes vistas da Terra. Quando observada pelo Observatório XMM-Newton, a imagem em raios X de Andrómeda mostra o violento fim da evolução estelar - Crédito: ESA

A evolução estelar começa com uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como um berçário estelar. Para que se forme uma estrela é necessário que se verifique um colapso gravitacional dentro da nuvem, o que pode ser provocado, por exemplo, pela explosão de uma supernova nas proximidades, que envia um choque de matéria dentro da nuvem a velocidades muito altas.
 

As nebulosas são nuvens de poeira, hidrogênio e plasma. São regiões de formação estelar, como a Nebulosa da Águia. Esta nebulosa forma uma das mais belas e famosas fotos, "Os Pilares da Criação" - Crédito: NASA, ESA, STScI, J. Hester and P. Scowen (Arizona State University)

Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão (interacção entre as galáxias M 81 e M 82).

Messier 81(vista em infravermelho pelo Apitzer) é uma galáxia espiral com braços bem pronunciados. Nos braços notam-se áreas de compressão de gás e poeira interestelar, lado a lado com áreas de grande formação de estrelas. Isto deve-se à interação gravitacional próxima com sua galáxia parceira, Messier 82, tornando os braços mais proeminentes do que acontece normalmente em galáxias espirais isoladas - Crédito: wikipédia

Uma nuvem molecular colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massas solares são capazes de formar estrelas. Nestes fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido à energia potencial gravitacional, e estas nuvens podem formar uma proto-estrela. Este estágio inicial da existência é sempre oculto profundamente numa densa nuvem de gás e poeira.

Nebulosa Tromba de Elefante obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer, combinando observações do fotómetro (imagem multibanda) e da câmara infravermelha. Dentro da nuvem podem ver-se proto-estrelas luminosas de cor avermelhada. As jovens estrelas formam-se nesta nuvem densa de gás devido à compressão dos ventos e radiação de uma estrela massiva próxima (situada à esquerda do campo de visão). Os ventos desta estrela também são responsáveis por esta espectacular aparência de dragão voador - Crédito: NASA/JPL-Caltech/W. Reach (SSC/Caltech)

As proto-estrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para começar a fusão nuclear, são chamadas de anãs castanhas.

A temperatura central nas proto-estrelas mais massivas, contudo, é suficientemente grande para que o hidrogénio começe a se fundir formando o hélio e a estrela começa a brilhar. O início da fusão nuclear estabelece um equilíbrio no qual a energia libertada pelo núcleo se opõe ao colapso gravitacional. A estrela então pode existir num estado estável.
Fonte: Wikipédia/NASA/ESA/HubbleCenter