Os astrônomos sabem que enquanto as grandes estrelas podem acabar suas vidas como supernovas cataclísmicas, as estrelas pequenas terminam suas vidas como nebulosas planetárias, nuvens de gás e poeira brilhantes e coloridas.
© Hubble (Nebulosa do Ovo Podre)
A imagem acima realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra a Nebulosa do Ovo Podre, cujo nome técnico é OH 231.84+4.22, uma nebulosa protoplanetária localizada a cerca de 5.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis.
Em décadas recentes essas nebulosas, uma vez pensadas como sendo na maior parte das vezes sendo esféricas, tem-se observado frequentemente que elas podem emitir poderosos jatos bipolares de gás e poeira. Mas como as estrelas esféricas se desenvolvem para produzir nebulosas planetárias?
Num artigo teórico o professor de física e astronomia Eric Blackman da Universidade de Rochester e seu aluno de graduação Scott Lucchini concluíram que somente um sistema binário em forte interação, ou uma estrela e um planeta massivo, pode ser viável para dar origem a esses poderosos jatos.
Quando essas estrelas menores exaurem o hidrogênio elas começam a se expandir e se tornam estrelas conhecidas como Asymptotic Giant Branch (AGB). Essa fase na vida das estrelas dura 100.000 anos. Em algum ponto, algumas dessas estrelas AGB, que representam o último estágio esférico distendido na vida das estrelas de pouca massa, tornam-se nebulosas protoplanetárias, que não são esféricas.
O que acontece para mudar essas estrelas AGB esféricas em nebulosas não esféricas, com dois jatos sendo atirados em direções opostas?
Para os jatos se formarem nas nebulosas, as estrelas AGB esféricas têm que se tornarem não esféricas, pois as estrelas AGB não são sempre estrelas simples, mas frequentemente partes de um sistema binário. Acredita-se que os jatos sejam produzidos pela ejeção de material que é primeiro puxado de um objeto para outro e que espiraliza no disco de acreção. Todos esses cenários, envolvem duas estrelas ou uma estrela e um planeta massivo, sendo que o núcleo das AGBs, onde os discos se formam, são muito pequenos para serem observados por telescópios. Blackman e Lucchini, querem determinar se os sistemas binários podem ser bem separados e ter uma interação fraca, ou se eles precisam estar próximos e interagirem fortemente.
Estudando os jatos de nebulosas planetárias e protoplanetárias, eles foram capazes de concatenar a energia e o momento envolvido no processo de acreção com os jatos; o processo de acreção é o que fornece o combustível para esses jatos. À medida que a massa cresce em um dos discos ela perde energia gravitacional. Ela é então convertida em energia cinética e em momento dos jatos expelidos, sendo a massa que é expelida numa certa velocidade. Blackman e Lucchini determinaram a potência mínima e o mínimo fluxo de massa que esses processos de acreção, precisam para produzir os jatos observados. Eles então compararam os requerimentos para os modelos específicos de acreções, que haviam previstos uma potência específica e uma taxa de fluxo de massa.
Eles descobriram que somente dois tipos de modelo de acreção, ambos envovlendo os sistemas binários com mais forte interação, poderiam criar essas nebulosas protoplanetárias com jatos. No primeiro tipo de modelo, o “Lóbulo de Transbordamento de Roche”, as companheiras estão tão próximas que o envelope estelar da AGB é puxado para o disco ao redor da companheira. No segundo tipo de modelo, ou “Envelope Comum”, a companheira está ainda mais perto que chega a entrar totalmente dentro do envelope da AGB, de modo que as duas estrelas passam a ter um envelope comum. De dentro desse envelope comum, discos com altas taxas de acreção podem se formar ao redor da companheira, a partir de material da AGB, ou a companheira pode ser absorvida por um disco ao redor do núcleo da AGB. Ambos os cenários poderiam fornecer energia e momento suficiente para produzir os jatos que têm sido observados.
O nome nebulosas planetárias foi originalmente proposto pelo astrônomo William Herschel, que as descobriu primeiro nos anos de 1780, e acreditava que elas eram na verdade planetas gasosos em formação. Embora o nome tenha persistido, hoje, sabemos que elas são de fato o estágio final de vida de estrelas de pouca massa, e somente se desenvolvem em planetas se uma companheira binária em um dos cenários de acreção descritos acima, for de fato um planeta. Nebulosas planetárias e protoplanetárias são diferentes na natureza da luz que elas produzem; as nebulosas protoplanetárias refletem a luz, enquanto que as nebulosas planetárias brilham por ionização (quando os átomos perdem ou ganham elétrons). Nebulosas protoplanetárias atiram dois jatos de gás e poeira, o último formando jatos à medida que o fluxo se expande e resfria. Essa poeria, reflete a luz produzida pelo núcleo mais quente. Nas nebulosas planetárias, que acredita-se ser uma evolução das nebulosas protoplanetárias, o núcleo é exposto e a radiação mais quente que ela emite ioniza o gás, nos jatos agora mais fracos, que voltam a brilhar.
Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
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