Hoje vamos falar sobre um “embrião estelar”, vamos falar sobre um evento que germinará os astros que mais enxergamos no céu noturno, falaremos sobre a fase de protoestrela no ciclo estelar.
Uma protoestrela é uma estrela em formação, ainda não completamente formada, que se encontra no estágio entre o colapso de um núcleo denso de uma nuvem molecular e o início da fusão nuclear estável em seu núcleo. Sua temperatura central ainda é insuficiente para fusão do hidrogênio, que seria uma valor de cerca de 10⁶ K e sua temperatura superficial é baixa, geralmente de 2.000 a 4.000 K. Possui luminosidade alta, mas não devido a fusão nuclear e sim da energia gravitacional liberada pela contração (lei de Kelvin-Helmholtz). Sua massa pode variar de frações até dezenas de massas solares e seu tempo de vida dura cerca de 10⁵ a 10⁶ anos, dependendo da massa.
Uma protoestrela é uma estrutura interessante, devido a sua transformação, diversos eventos ocorrem em seu interior, pois seu núcleo central está quente e denso devido ao colapso gravitacional, isso resulta em uma envoltória de gás ao redor deste núcleo, que fica constantemente mais quente e denso; devido ao momento angular, forma-se um disco rotacional de gás e poeira ao redor e material é ejetado perpendicularmente ao disco — são observáveis em comprimentos de onda do infravermelho e rádio (chamados de jatos bipolares). Este evento não é observado a olho nu pois esta imerso em poeira, mas como dito anteriormente, pode ser observado no infravermelho (Satélite IRA, Telescópio Spitzer) e também em rádio.
A formação de uma protoestrela!
Nuvens moleculares são berçários de estrelas, e o material não incorporado a protoestrela pode formar discos protoplanetários, dando origem a planetas. Devido essas propriedades, são peças-chave para entender ciclos de reciclagem de matéria na galáxia. Mas vc com certeza concorda comigo que podem existir nuvem de diferentes tamanhos, e é exatamente isso que falaremos agora. Podemos ter Nuvens moleculares pouco massivas, na ordem de dezenas a poucas centenas de massas solares, e Nuvens muito massivas, na ordem de milhares a milhões de massas solares, as chamadas Nuvens moleculares gigantes.
Quando a nuvem é pouco massiva, sua densidade pode não ser suficiente para formar muitas regiões instáveis ao mesmo tempo, sendo assim pode formar poucas estrelas, constituídas geralmente de estrelas com baixa massa e o que geralmente observamos, são pequenos aglomerado ou sistemas duplos e triplos de estrelas, e considerando que a atração gravitacional será relativamente baixa devido sua massa, nuvens pequenas podem durar dezenas de milhões de anos, se não forem perturbadas.
Quando a nuvem é muito massiva, ela é gravitacionalmente instável em múltiplas regiões, ou seja, ocorre uma fragmentação em larga escala, ocasionalmente isso pode formar dezenas ou centenas de núcleos densos simultaneamente e a densidade local pode superar a massa de Jeans em muitos pontos, ou seja, um colapso em cadeia. O que geralmente observamos são aglomerados estelares massivos, como as Pleiades, e é comum surgirem estrelas muito massivas na ordem de 20 a 100 vezes a massa do Sol. Essas estrelas massivas têm ventos estelares intensos, ionizando o gás ao redor e podendo disparar novas ondas de choque, induzindo mais fragmentação (efeito “gatilho”). Geralmente nesses casos, o ciclo é rápido: em poucos milhões de anos, as estrelas massivas explodem como supernovas, dispersando a nuvem remanescente e espalhando seu material novamente ao meio intergaláctico.
As implicações astrofísicas resultantes de uma nuvem molecular pouco massiva e muito massiva são as estrelas que são formadas, Nuvens pouco massivas são mais comuns, mantêm a formação estelar calma e contínua e geram a maioria das estrelas de baixa massa da galáxia. As Nuvens muito massivas são raras, mas têm grande impacto. As estrelas massivas geradas enriquecem o meio interestelar com elementos pesados rapidamente.
A transformação da protoestrela.
Para que uma protoestrela deixe de ser apenas um núcleo quente em colapso e se torne uma estrela estável, é necessário que em seu interior as condições atinjam valores críticos capazes de disparar a fusão nuclear do hidrogênio, o combustível primordial das estrelas da sequência principal.
A condição fundamental para isso é que a temperatura no centro da protoestrela chegue a cerca 10 milhões de Kelvin (10⁷ K). Somente em temperaturas tão elevadas os prótons possuem energia cinética suficiente para superar a repulsão eletrostática entre suas cargas positivas — conhecida como barreira coulombiana — e se fundirem, iniciando a cadeia de reações nucleares. No caso de estrelas com massa semelhante à do Sol, a reação dominante é o ciclo próton-próton, onde quatro núcleos de hidrogênio se combinam para formar hélio, liberando energia na forma de fótons, pósitrons e neutrinos.
Além da temperatura, a pressão central também deve ser suficientemente alta para manter o núcleo denso, de modo que as colisões entre prótons ocorram com frequência suficiente para sustentar as reações nucleares em uma taxa que produza energia capaz de equilibrar a energia irradiada pela superfície da estrela.
Outro fator determinante é a massa total da protoestrela. Existe um limite mínimo de massa necessário para que o colapso gravitacional seja forte o bastante para gerar as pressões e temperaturas exigidas. Esse limite é de cerca de 0,08 massas solares (M☉). Objetos com massa inferior a esse valor não conseguem atingir as condições para iniciar a fusão sustentada do hidrogênio. Em vez disso, tornam-se anãs marrons, objetos intermediários entre estrelas e planetas gigantes, que brilham fracamente apenas graças ao calor residual de sua formação.
O fim da formação da protoestrela!
Assim, quando a protoestrela atinge a combinação crítica de temperatura, pressão e massa, o núcleo se torna suficientemente quente e denso para acender as reações de fusão nuclear de forma estável. A partir desse ponto, a estrela entra em equilíbrio hidrostático: a energia liberada pela fusão compensa a tendência de colapso gravitacional, mantendo a estrela estável por milhões a bilhões de anos, dependendo de sua massa. Nesse estágio, a protoestrela deixa de ser considerada apenas uma estrela jovem em formação e passa a integrar a sequência principal — fase mais longa e estável da vida de uma estrela.
Em protoestrelas de maior massa, acima de cerca de 1,5 M☉, a fusão ocorre majoritariamente por outro mecanismo: o ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio). Esse processo exige temperaturas ainda mais elevadas, da ordem de 15 milhões de Kelvin, e ocorre mais rapidamente, resultando em estrelas mais quentes, luminosas e de vida mais curta.
Portanto, a “ignição” do combustível estelar não é um evento instantâneo, mas o resultado de um equilíbrio delicado entre gravidade, calor, pressão e massa acumulada ao longo de centenas de milhares de anos de evolução. É nesse limiar que a protoestrela completa sua jornada inicial e se estabelece como uma nova estrela ativa, reiniciando o ciclo de vida que poderá, no futuro, enriquecer novamente o meio interestelar com os elementos que alimentarão as próximas gerações de estrelas.
Na astrofísica, feedback é o termo utilizado para descrever o conjunto de processos pelos quais estrelas em formação — ou já formadas — influenciam diretamente o ambiente ao seu redor, modificando as condições físicas das nuvens moleculares de onde surgiram. Em outras palavras, o feedback é a forma pela qual o nascimento e a evolução das estrelas regulam o próprio ciclo de formação estelar na galáxia. Sem o feedback, uma nuvem molecular poderia colapsar de forma quase integral, transformando a maior parte de sua massa em estrelas de uma só vez. Entretanto, na realidade, observa-se que apenas uma pequena fração — geralmente entre 1% e 5% — da massa de uma nuvem se converte efetivamente em estrelas. O restante é dissipado ou reciclado, em grande parte devido aos mecanismos de feedback.
Além desse mecanismo, protoestrelas — mesmo as de baixa massa — também exercem influência sobre o meio em que se formam por meio de jatos bipolares e fluxos de saída. Esses jatos, expelidos em altas velocidades, ajudam a remover o excesso de material do entorno imediato da protoestrela. Dessa forma, limitam a quantidade de massa que continua a cair sobre o núcleo, controlando o crescimento estelar e moldando o disco protoplanetário que pode dar origem a planetas. Dessa maneira, umaa protoestrela em seus estágios finais de formação acreta a massa que pode até atingir temperatura, pressão e massa suficiente para realizar fusão nuclear, e ejeta os gases próximos através de um último feedback (vento estelar) e começa sua jornada como estrela formada.
Ok, mas qual a diferença ? Por que estrelas com muita massa geram materiais mais “pesados” e estrelas com baixa massa não ? E como é exatamente a diferença do “fim” entre as estrelas pouco massivas e as muito massivas ? Bom, nosso caminho agora será divido em 2, estrelas de baixa massa e estrelas massivas; quer saber mais e entender melhor sobre o ciclo de vida estelar ? Continue acompanhando nossos posts.
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