Formação de estrelas de pequena massa

            As estrelas formam-se dentro de grandes nuvens moleculares (GMC), que correspondem a grandes condensações de gás e poeira. As GMC que contém mais de 50% da matéria interestelar da galáxia (M). Algumas das propriedades típicas dessas nuvens são dadas na tabela I. Na nossa galáxia actualmente a taxa de formação de estrelas é de cerca de Mano-1.

Tabela I – Propriedades físicas de nuvens moleculares gigantes.

 

 

Massa

M

 

 

Tamanho

pc

 

 

Densidade

cm-3

 

 

Temperatura

K

 

 

Velocidade do som

Kms-1

 

 

Campo magnético

 

       

São muitas as provas de que as estrelas se formam em nuvens moleculares, pelo o que se pretende compreender, são as etapas pelas quais essas nuvens têm de passar até formar uma estrela. A gravidade é a «actriz» fundamental neste processo, mas nem todas as nuvens poderão originar estrelas. Deste modo, é necessário determinar qual a massa necessária para o colapso de uma nuvem. Esta relação é conhecida como o critério de Jeans e foi deduzida por Sir James Jeans.

            Para que ocorra o processo de “colapso”, o gás tem de se encontrar suficientemente compactado, de modo a que a força da gravidade exceda forças dispersivas, tais como campos magnéticos, movimentos turbulentos ou de rotação,

             [1]

onde, cada termo é dado por:

Energia gravitacional:

                            [2]

Energia térmica:

            [3]

Energia de fenómenos turbulentos:

                            [4]

Energia rotacional:

                            [5]

Energia magnética:

        [6]

Consideremos deste modo, uma nuvem esférica de raio R e massa M, contendo N partículas de massa m, a uma temperatura e densidade uniforme; para simplificar, assume-se que a nuvem é constituída exclusivamente por átomos de hidrogénio.

            A energia potencial do sistema é dada pela equação (2), e a energia térmica da nuvem é dada pela equação (3).

            A condição para que haja condensação é dada por (1). Assumindo que todas as outras energias são desprezáveis (magnética, rotacional, etc), obtemos:

            [7]

Há condensação de uma nuvem molecular, desde que a sua massa exceda o valor dado pela equação (7). O valor crítico para a massa de uma nuvem é conhecido como massa de Jeans ().

            Para uma nuvem molecular que exceda a massa de Jeans, o colapso dessa nuvem corresponde a uma situação de queda livre ( na literatura, free-fall) durante a maior parte da sua evolução, atendendo a que a pressão do gás é insuficiente para se opor à gravidade.

            Durante a fase de queda livre a temperatura do gás permanece constante, desde que a nuvem seja opticamente fina e a energia libertada durante o colapso seja irradiada de modo eficiente.

            Para uma esfera que esteja em repouso em, com densidade uniforme, e que apresenta um raio , o tempo de queda livre é dado por,

            [8]

            A partir do valore da densidade dada pela tabela I e uma massa, M, o tempo de queda livre é,

ano-1            [9]

            A partir do valor obtido pela expressão anterior, a taxa de produção de estrelas no GMC teria de ser 300 vezes superior ao que se observa. (Natta, A. Star Formation,1999)           

   A solução para este problema foi resolvida quando se compreendeu que as GMC são pouco homogéneas e são suportadas por movimentos turbulentos. Dentro das nuvens moleculares gigantes, encontram-se «unidades» mais pequenas. As unidades mais pequenas são densos e encontram-se gravitacionalmente ligados. Estas unidades são o local onde as estrelas se formam e chamam-se de núcleos densos. Estes núcleos surgem como «manchas negras» no visível, porque devido às suas elevadas densidades não permitem ver as estrelas que ficam por detrás. As propriedades destes núcleos são apresentadas na tabela seguinte.

Tabela II – Propriedades físicas dos núcleos onde se formam estrelas pequenas.

 

 

Massa

1-10 M

 

 

Tamanho

~ 0.1 pc

 

 

Densidade

104 -105 cm-3

 

 

Temperatura

10 K

 

 

Campo magnético

10 –50 mG

 

       

            As primeiras concepções sobre a formação de estrelas por via gravitacional surgiu com Kant (1755) e Laplace (1796), no entanto, foi só em meados do século XX que a teoria de formação de estrelas de pequena massa ficou mais explícita.

            Na teoria padrão da formação de estrelas isoladas, as estrelas de pequena massa formam-se dentro de núcleos densos que colapsam. O processo torna-se complicado, quando se consideram estrelas maciças (M³10M).

            O modelo de formação de estrelas de pequena massa foi elaborado por Shu (1987). Neste modelo, um núcleo inicialmente suportado por um campo magnético vai-se contraindo à medida que o campo magnético se «perde» via difusão ambipolar, produzindo um núcleo instável com uma distribuição de densidade . Quando a gravidade imperar sobre as forças magnéticas, ocorre o colapso.

            O colapso surge do cento para a periferia, a uma velocidade do som efectiva, dada por,

        [10]

onde,  e  são respectivamente, as razões entre a pressão magnética () e de turbulência (), relativamente à pressão térmica ().

            A taxa  a que o objecto central acumula matéria é dado por,

                          [11]

Como resultado da rotação inicial da nuvem, surge um disco plano em torno do núcleo que está em contracção. Segue-se posteriormente uma fase em que a protoestrela «deposita» momento linear, angular e energia mecânica através de jactos e outflows, à medida que a futura estrela ainda está a acumular matéria. Posteriormente, a protoestrela ajusta-se à ZAMS (idade zero na sequência principal), e temos uma estrela formada.

            Este modelo de produção de estrelas de pequena massa está de acordo com as observações efectuadas e tornou-se o modelo padrão de formação de estrelas de pequena massa.