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REGIÕES H II
As regiões H II são nuvens de gás brilhante, por vezes com algumas centenas de anos-luz de comprimento, onde está decorrendo formação estelar. Jovens e quentes estrelas azuis que se formaram a partir do gás emitem abundantes quantidades de luz ultravioleta, ionizando a nebulosa em redor.

As regiões H II são o berçário de milhares de estrelas ao longo de um período que poderá durar até alguns milhões de anos. No fim, explosões de supernova e fortes ventos estelares das estrelas mais massivas no subsequente enxame estelar irão dispersar os gases da região H II, deixando para trás um enxame, como por exemplo as Plêiades.

As regiões H II têm o nome das grandes quantidades de hidrogénio atómico ionizado que contêm, referidas como H II pelos astrónomos (sendo H I o hidrogénio atómico neutro, e H2 o hidrogénio molecular). As regiões H II podem ser observadas a distâncias consideráveis no Universo, e o estudo das regiões H II extragalácticas é importante na determinação da distância e composição química de outras galáxias.

Apenas um pequeno número das mais brilhantes regiões H II são observáveis à vista desarmada. No entanto, nenhuma parece ter sido descoberta antes do advento do telescópio no começo do século XVII. Até o próprio Galileu não reparou na Nebulosa de Orionte quando observou pela primeira vez o enxame estelar aí presente (anteriormente catalogado como uma estrela única, Omega Orionis, por Johnn Bayer). O astrónomo francês Nicholas-Claude Fabri de Peiresc é tido como o descobridor de M42 em 1610. Desde essa observação que grandes números de regiões H II têm sido descobertas, não apenas na nossa Galáxia como também em muitas outras.


Figura 1 - No centro do Trapézio da Nebulosa de Orionte estão a formar-se novos sistemas estelares, em glóbulos gigantescos de gás e poeira. Um olhar mais aguçado à imagem acima revela também que o gás e a poeira dos em torno de algumas das estrelas mais ténues parecem formar estruturas que apontam na direcção oposta às estrelas mais brilhantes.
Crédito: J. Bally, D. Devine, & R. Sutherland, D. Johnson (CITA), HST, NASA
 

Figura 2 - M42, um verdadeiro berçário estelar.
Crédito: NASA, HST, C. R. O'Dell and S. K. Wong (Rice U.)
William Herschel observou a Nebulosa de Orionte em 1774, e descreveu-a como "uma neblina irregular em fogo, o material caótico de futuros sóis". A confirmação desta teoria só apareceu cem anos mais tarde, quando William Huggins (assistido pela sua mulher Mary Huggins) utilizou o espectroscópio em várias nebulosas. Algumas, como a "Nebulosa" de Andrómeda, tinham um espectro muito parecido ao das estrelas, agora sabendo-se que são galáxias com centenas de milhões de estrelas individuais. Outras eram muito diferentes. Em vez de um espectro contínuo com linhas de absorção sobrepostas, a Nebulosa de Orionte e outros objectos parecidos mostravam apenas um pequeno número de linhas de emissão. A mais brilhante destas linhas situava-se no comprimento de onda de 500.7 nanómetros, que não correspondia com nenhuma linha presente em qualquer elemento químico conhecido. Foi então proposto que esta linha pertenceria a um elemento desconhecido, que foi chamado de "nebulium" - uma ideia semelhante que levou à descoberta do hélio através da análise do espectro do Sol em 1868.

No entanto, enquanto que o hélio tinha sido isolado na Terra pouco tempo depois da sua descoberta no espectro do Sol, o mesmo não aconteceu com o "nebulium". No princípio do século XX, Henry Norris Russell propôs que, ao invés de pertencer a um novo elemento, a linha dos 500.7 nm pertenceria a um elemento conhecido mas em condições desconhecidas.

Os físicos mostraram nos anos 20 que no gás a densidades extremamente baixas, os electrões podem popular níveis de energia metastáveis e excitados em átomos e iões que a densidades mais altas são rapidamente acalmados por colisões. As transições dos electrões destes níveis no oxigénio provocam o aparecimento da linha dos 500.7 nm. Estas linhas espectrais, que podem apenas ser vistas nos gases a densidades muito baixas, são chamadas "linhas proibidas". As observações espectroscópicas a partir daí mostraram que as nebulosas são feitas de gás extremamente rarefeito.

 
Durante o século XX, observações mostraram que as regiões H II contêm muitas vezes estrelas brilhantes e quentes. Estas estrelas são muitas vezes mais massivas que o Sol, e têm um período de vida bastante mais curto, que chega a durar apenas alguns milhões de anos (estrelas do tipo do Sol podem durar alguns milhares de milhões de anos). Por isso foi proposto que as regiões H II fossem regiões onde novas estrelas estivessem a ser formadas. Ao longo de um período de alguns milhões de anos, um enxame de estrelas será formado a partir de uma região H II, antes da pressão de radiação resultante das jovens e quentes estrelas dispersar a nebulosa. As Plêiades (M45) são um exemplo de um enxame que fez desaparecer a região H II onde as estrelas se formaram - apenas restam vestígios de uma nebulosa de reflexão.

A percursora de uma região H II é uma nuvem molecular gigante, uma nuvem muito fria (10-20 K) e densa constituída na sua maioria por hidrogénio molecular. Podem existir num estado estável durante longos períodos de tempo, mas ondas de choque oriundas de supernovas, colisões entre nuvens ou interacções magnéticas podem despertar o colapso de parte da nuvem. Quando isto acontece, através de um processo de colapso e fragmentação da nuvem, as estrelas nascem (ver a evolução estelar da secção "Estrelas" para uma descrição mais detalhada).


Figura 3 - As estrelas de M45 ainda retêm vestígios de uma região H II.
Crédito: Robert Gendler
 

Figura 4 - Nesta imagem vemos diversos sistemas planetários a serem formados dentro de M42.
Crédito: C. R. O'Dell, S. K. Wong (Rice U.), WFPC2, HST, NASA
À medida que as estrelas nascem, as mais massivas irão alcançar temperaturas altas o suficiente para ionizar o gás vizinho. Pouco tempo depois da formação de um campo de radiação, os fotões energéticos criam uma frente de ionização, que percorre o gás a velocidades supersónicas. Com o aumento da distância à estrela, esta frente diminui de velocidade, enquanto a pressão do gás recém-ionizado faz o volume ionizado aumentar. Eventualmente, a frente de ionização diminui para velocidades subsónicas, e é ultrapassado pela frente de choque provocada pela expansão da nebulosa. Nasce uma região H II.

O tempo de vida de uma região H II é da ordem de alguns milhões de anos. A pressão da radiação das estrelas jovens e quentes eventualmente afasta a maioria do gás. De facto, todo este processo tende a ser pouco eficiente, com menos de 10% do gás na região H II formando-se em estrelas antes do resto ser espalhado. Também contribuindo para a perda de gás estão as explosões de supernovas das estrelas de maior massa, que ocorrem 1-2 milhões de anos depois.

O real nascimento de estrelas nas regiões H II fica escondido nas densas nuvens de gás e poeira que as rodeiam. É apenas quando a pressão de radiação de uma estrela afasta este "casulo" que se tornam visíveis. Antes, as densas regiões que contêm as novas estrelas são regularmente observadas por trás do resto da nebulosa ionizada - estas manchas escuras são conhecidas como glóbulos de Bok, nome que deriva do astrónomo Bart Bok, que propôs nos anos 40 que pudessem ser berçários estelares.

 
A confirmação da teoria de Bok teve, no entanto, que ser adiada até 1990, quando observações no infravermelho penetraram finalmente nos espessos glóbulos de Bok para revelar jovens objectos estelares. Pensa-se agora que um glóbulo de Bok comum tem um peso de cerca de 10 massas solares numa região com aproximadamente um ano-luz, e que os glóbulos de Bok resultam na sua maioria na formação de sistemas estelares duplos ou múltiplos.

Além de serem o local de formação estelar, as regiões H II mostram também evidências de conter sistemas planetários. O Telescópio Espacial Hubble já revelou centenas de discos protoplanetários, só na Nebulosa de Orionte. Pelo menos metade das jovens estrelas em M42 parecem ser rodeadas por discos de gás e poeira, que se pensam que contenham muitas vezes tanta matéria como a necessária para criar um sistema planetário como o nosso.

As regiões H II variam bastante nas suas propriedades físicas. Variam em tamanho, desde as chamadas regiões ultra-compactas com apenas um ano-luz ou até menos, até às regiões H II gigantes com algumas centenas de anos-luz. As suas densidades situam-se entre alguns milhões de partículas por cm3 nas ultra-compactas, até algumas partículas por cm3 nas maiores e mais extensas regiões.

Dependendo do tamanho da região H II, podem lá existir até algumas milhares de estrelas. Isto torna as regiões H II muito mais complicadas de compreender que as nebulosas planetárias, que têm apenas uma fonte de ionização central. Regularmente, no entanto, as regiões H II têm temperaturas na ordem dos 10,000 K.


Figura 5 - Glóbulos de Bok em IC 2944.
Crédito: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
 

Figura 6 - A vizinha galáxia espiral NGC 6946 é uma tremenda fábrica de estrelas. As regiões vermelhas da galáxias são grandes regiões H II onde a formação estelar decorre num ritmo tremendo.
Crédito: Observatório Gemini/Travis Rector, Universidade de Alaska Anchorage
Quimicamente falando, as regiões H II consistem de aproximadamente 90% de hidrogénio. A mais forte linha de emissão do hidrogénio é a de 656.3 nm e dá às regiões H II a sua característica cor vermelha. A maioria do resto consiste de hélio, com traços de outros elementos mais pesados. Por toda a Galáxia, encontra-se que a quantidade de elementos pesados nas regiões H II diminuem com o aumento da distância ao centro galáctico. Isto porque ao longo da vida da Via Láctea, as velocidades de formação estelar têm sido maiores nas regiões centrais mais densas, o que resulta numa maior riqueza do meio interestelar com os produtos da nucleossíntese.

As regiões H II são apenas encontradas em galáxias espirais como a nossa ou em galáxias irregulares. Nunca foram observadas em galáxias elípticas. Nas galáxias irregulares, podem ser vistas por toda a galáxia, mas nas espirais são invariavelmente descobertas nos braços espirais. Uma grande galáxia espiral pode conter milhares de regiões H II.

A razão pela qual as regiões H II não podem ser vistas nas galáxias elípticas é porque se pensa que sejam formadas através de fusões ou colisões galácticas. Nos enxames galácticos, tais fusões são frequentes. Quando as galáxias colidem, as estrelas individuais quase nunca colidem, mas as nuvens gigantes moleculares e as regiões H II nas galáxias em colisão são bastante agitadas. Nestas condições, dá-se um grande aumento na formação estelar, tão rápido que a maioria do gás é convertido em estrelas, em vez dos baixos 10% ou menos. As galáxias com uma rápida formação estelar são conhecidas como galáxias "starbust". A galáxia elíptica resultante tem um conteúdo muito baixo de gás, e por isso já não se podem formar regiões H II.

Observações recentes mostraram que um pequeno número de regiões H II existe também fora das galáxias. Estas regiões H II intergalácticas são provavelmente restos de distúrbios de galáxias mais pequenas.

 
As regiões H II têm uma enorme variedade de tamanhos. Cada estrela dentro da uma região H II ioniza uma região mais ou menos esférica de gás, mas a combinação das esferas de ionização de estrelas múltiplas dentro de uma região H II e a expansão da nebulosa aquecida nos gases dos arredores com grandes gradientes de densidade resultam em formas complexas. As explosões de supernova podem também esculpir as regiões H II. Em alguns casos, a formação de um grande enxame estelar resulta na formação de uma cavidade central. Este é o caso de NGC 604, uma gigante região H II na Galáxia do Triângulo.

Dentro da nossa Galáxia, as mais conhecidas regiões H II são a nebulosa de Orionte, que se situa a uma distância de aproximadamente 1,500 anos-luz. A Nebulosa de Orionte faz parte de uma nuvem molecular gigante que, se fosse visível, preencheria a maioria da constelação de Orionte. A Nebulosa Cabeça de Cavalo e o Laço de Barnard são outros dois exemplos de partes iluminadas por esta nuvem de gás.

A Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea, contém uma gigante região H II chamada Nebulosa da Tarântula. Esta nebulosa é muito maior que a Nebulosa de Orionte, formando milhares de estrelas, algumas com várias vezes a massa do Sol. Se a Nebulosa da Tarântula estivesse tão perto da Terra como M42, brilharia tanto como a Lua Cheia no céu nocturno. A supernova SN 1987A teve lugar nas vizinhanças da Nebulosa da Tarântula.

NGC 604 é até maior que a Nebulosa da Tarântula com cerca de 1,300 anos-luz de diâmetro, embora contenha menos estrelas. É uma das maiores regiões H II do Grupo Local.


Figura 7 - Espalhadas por esta nebulosa cavernosa, catalogada como NGC 604, estão 200 recém-formadas, massivas e quentes estrelas. Com cerca de 1,300 anos-luz de diâmetro, situa-se na galáxis M33, a 3 milhões de anos-luz de distância.
Crédito: H. Yang (UIUC), HST, NASA
 
Em comum com as nebulosas planetárias, as determinações da abundância de elementos nas regiões H II são objecto de alguma incerteza. Existem duas maneiras diferentes de determinar a abundância de metais (isto é, elementos mais pesados que o hidrogénio e o hélio) nas nebulosas, que dependem de diferentes tipos de linhas espectrais, e grandes discrepâncias são por vezes observadas entre os resultados derivados dos dois métodos. Alguns astrónomos relacionam isto com a presença de pequenas flutuações de temperatura dentro das regiões H II; outros acreditam que estas discrepâncias são grandes demais para serem explicadas por efeitos de temperatura, e teorizam a existência de nós frios contendo muito pouco hidrogénio para explicar as observações.

Todos os detalhes da formação estelar massiva nas regiões H II não são ainda bem conhecidos. Dois grandes problemas atrasam a pesquisa nesta área. Primeiro, a distância da Terra às grandes regiões H II é considerável, as mais próximas estando a mais de 1,000 anos-luz de distância; outras regiões H II são várias vezes essa distância. Segundo, a formação destas estrelas é altamente obscurecida por poeiras, o que torna impossíveis as observações no visível. A luz rádio e infravermelha pode penetrar a poeira, mas as estrelas mais jovens podem não emitir luz nestes comprimentos de onda.

 
GALERIA DE REGIÕES H II
     
 
Figura 8 - Na Nebulosa da Lagoa decorre uma batalha infinita entre as estrelas e o gás e poeira. Também conhecida como M8, esta fotogénica nebulosa é até visível sem binóculos na direcção da constelação de Sagitário. Os processos energéticos que formam as estrelas criam não apenas as cores, como também o caos. O gás vermelho resulta da luz estelar altamente energética ao colidir com o hidrogénio interestelar. Os escuros filamentos de poeira que entrelaçam M8 foram criados nas atmosferas de frias e gigantes estrelas e nos detritos de explosões de supernovas. Esta porção espectacular da Nebulosa da Lagoa registada pelo CFHT foi criada pela luz emitida do hidrogénio (a vermelho) e pelo oxigénio (a verde). A luz de M8 que vemos agora saíu de lá há cerca de 5,000 anos atrás. A luz demora aproximadamente 50 anos a atravessar esta secção de M8.
Crédito: Telescópio do Canadá-França-Hawaii, J.-C. Cuillandre (CFHT), Coelum
 
 
Figura 9 - O centro da Nebulosa da Lagoa encontra-se bastante ocupado pelo majestoso espectáculo da formação estelar. Visível no canto inferior direito, pelo menos duas longas nuvens em forma de funil, cada uma com aproximadamente meio ano-luz de comprimento, têm estado a ser formadas pelo extremos ventos solares e luz estelar intensamente energética. A estrela vizinha tremendamente brilhante, Herschel 36, ilumina a área. Vastas paredes de poeira escondem e dão tons de vermelho a outras estrelas quentes e jovens. À medida que a energia destas estrelas alcança o frio pó e gás, podem ser criadas grandes diferenças de temperatura nas regiões adjacentes, gerando ventos que podem causar estes funis. A imagem do lado, que cobre uma área de cerca de 5 anos-luz, foi tirada em 1995 pelo Telescópio Espacial Hubble. A Nebulosa da Lagoa, ou M8, situa-se a 5,000 anos-luz de distância na direcção da contelação de Sagitário.
Crédito: A. Caulet (ST-ECF, ESA), NASA
 
 
Figura 10 - Brilhantes e azuis estrelas estão ainda formando-se nos pilares escuros da Nebulosa da Águia. Tornada famosa por uma imagem do Telescópio Hubble em 1995, M16 mostra o dramático processo de formação estelar. No canto superior direito da imagem do lado situa-se o coração do enxame aberto. As brilhantes e azuis estrelas de M16 têm sido continuamente formadas ao longo dos últimos 5 milhões de anos, mais recentemente nos famosos pilares centrais de gás e poeira conhecidos como trombas de elefante. A luz de M16 demora cerca de 7,000 anos a alcançar a Terra, que se expande por 20 anos-luz e pode ser vista com binóculos na direcção da constelação de Serpente.
Crédito: Jean-Charles Cuillandre (CFHT), Hawaiian Starlight, CFHT
 
 
Figura 11 - A cabeça de uma nuvem interestelar de gás e poeira é aqui vista em cores falsas, numa imagem perto do infravermelho registada pelos astrónomos em busca de estrelas dentro de M16, a Nebulosa da Lagoa. Tornada famosa por uma imagem do Hubble em 1995, observou-se que a superfície das nuvens em pilar estava coberta por glóbulos gasosos em forma de dedos. A imagem do lado penetra os limites da nuvem de poeira. Mas o núcleo da nuvem aparece escuro e opaco, mesmo a comprimentos de onda relativamente longos. Mesmo assim, esta imagem, feita com o telescópio Antu do ESO, revela uma brilhante e massiva estrela amarela não detectada directamente no visível a partir de dados do Hubble. Esta estrela muito jovem ilumina a pequena nuvem azulada com uma risca central encurvada e escura, mesmo por cima. Por baixo e para a sua direita estão outras estrelas, mais ténues e menos massivas, também não observáveis no visível - estrelas recém-nascidas situadas dentro dos glóbulos gasosos de M16. Estas estrelas bebés podem ter estado já na sua fase de colapso, formando-se a partir de material da nebulosa antes da intensa radiação de outras quentes e vizinhas estrelas corroer e esculpir os pilares dramáticos e glóbulos gasosos. Em todo o caso, à medida que as nuvens de poeira são consumidas, as estrelas ainda em formação serão cortadas do seu abastecimento de material estelar. O crescimento posterior e até o desenvolvimento de sistemas planetários será muito provavelmente altamente afectado.
Crédito: Mark McCaughrean e Morten Andersen (AIP), ESO
 
 
Figura 12 - Estrelas recém-nascidas estão a formar-se na Nebulosa da Águia. Esta imagem, tirada pelo Telescópio Espacial Hubble em 1995, mostra glóbulos de gás em evaporação emergindo dos pilares de hidrogénio molecular e poeira. Os pilares gigantes medem anos-luz em comprimento e são tão densos que o gás interior contrai-se gravitacionalmente para formar estrelas. No fim de cada pilar, a intensa radiação das brilhantes jovens estrelas causam a evaporação do material de baixa densidade, deixando para trás densos berçários estelares de glóbulos gasosos expostos. A Nebulosa da Águia, associada com o enxame aberto M16, situa-se a 7,000 anos-luz de distância.
Crédito: J. Hester, P. Scowen (ASU), HST, NASA
 
 
Figura 13 - As esculturas de poeira da Nebulosa da Águia estão a evaporar-se. À medida que a poderosa luz estelar reduz estas montanhas cósmicas, os magníficos pilares que restam dão asas à nossa imaginação mítica. Na imagem do lado encontra-se um destes espectaculares pilares da Nebulosa da Águia. Este mede 10 anos-luz de altura e espalha radiação muito mais quente que o comum fogo. A grande Nebulosa da Águia, M16, é na realidade uma concha gigante de gás e poeira, dentro da qual está a crescer uma cavidade cheia de espantosos berçários estelares, actualmente a formar um enxame aberto de estrelas. Esta imagem de cores falsas faz parte da celebração dos 15 anos do lançamento do Telescópio Espacial Hubble.
Crédito: Hubble Heritage Team, (STScI / AURA), ESA, NASA
 
 
Figura 14 - Nas profundezas das nuvens escuras de poeira e gás molecular da Nebulosa Omega, estrelas continuam a formar-se. A imagem do lado do Hubble mostra detalhes sem precedentes da famosa região de formação estelar. Os filamentos escuros que entrelaçam o centro da Nebulosa Omega foram criados nas atmosferas de gigantes e frias estrelas e nos detritos de explosões de supernovas. Os tons vermelho e azul derivam do gás brilhante aquecido pela radiação de massivas estrelas vizinhas. Os pontos de luz são jovens estrelas, algumas mais brilhantes que 100 Sóis. Os glóbulos escuros marcam sistemas ainda mais jovens, nuvens de gás e poeira apenas agora condensando-se para formar estrelas e planetas. A nebulosa Omega situa-se a 5,500 anos-luz de distância na direcção da constelação de Sagitário. A região aqui vista cobre uma área 3,000 vezes o diâmetro do nosso Sistema Solar.
Crédito: ACS Science & Engineering Team, NASA
 
 
Figura 15 - Esculpidas por ventos estelares e pela radiação, estas fantásticas formas ondulatórias situam-se dentro do berçário estelar conhecido como M17, ou Nebulosa Omega, a uns 5,500 anos-luz de distância na constelação rica em nebulosas, Sagitário. As características em forma de pilar no denso e frio gás e poeira são iluminados por estrelas no canto superior esquerdo e podem representar sítios de futura formação estelar. As cores das nuvens indicam a composição química de M17. O predominante tom esverdeado corresponde ao abundante hidrogénio, com traços de enxofre e os átomos de oxigénio contribuindo para os tons vermelho e azul. A imagem cobre uma área de 3 anos-luz e foi lançada para comemorar o 13.º aniversário da viagém de exploração cósmica do Telescópio Espacial Hubble.
Crédito: NASA, ESA, J. Hester (ASU)
 
 
Figura 16 - Nuvens de gás brilhante com fileiras de pó escuro habitam a Nebulosa da Trífida, uma região de formação estelar na direcção da constelação de Sagitário. No centro, as três grandes correntes de pó escuro que dão o nome a M20 juntam-se. Montanhas de poeira opaca podem ver-se no canto inferior esquerdo, onde filamentos são visivelmente entrelaçados pela nebulosa. Uma única estrela massiva visível perto do centro ilumina a maioria da Trífida. M20 tem apenas cerca de 300,000 anos, o que a torna na mais jovem nebulosa de emissão conhecida. Situa-se a 5,000 anos-luz de distância e expande-se por aproximadamente 20 anos-luz. A imagem do lado em cores falsas foi tirada pelo Telescópio Gemini Norte em Junho de 2002.
Crédito: GMOS, Observatório Gemini
 
 
Figura 17 - Estes pilares de poeira são montanhas interestelares. Sobrevivem porque são mais densas que os seus arredores, mas estão lentamente a ser corroídas pelo hóstil ambiente. Visível na imagem do lado está o fim de um gigantesco pilar de gás e poeira na Nebulosa da Trífida, pontuada por um pilar mais pequeno e um incomum jacto que aponta para a esquerda. Os pontos cor-de-rosa são estrelas de pequena massa recém-nascidas. Uma estrela perto do topo do pilar está a sofrer o impacto da radiação de uma estrela tremendamente brilhante situada fora da imagem para o canto superior direito. O jacto mede quase um ano-luz e não seria visível sem iluminação externa. À medida que o gás e a poeira se evaporam dos pilares, a fonte escondida do jacto será posto a descoberto, possivelmente nos próximos 20,000 anos.
Crédito: J. Hester (Arizona St. U) et al., WFPC2, HST, NASA
 
 
Figura 18 - Cones, pilares e majestosas formas de flores são vistos com frequência nos berçários estelares onde nuvens de gás e poeira são alimentados por ventos energéticos oriundos de recém-nascidas estrelas. Um bem conhecido exemplo, a Nebulosa do Cone dentro da brilhante região de formação estelar NGC 2264, foi capturado nesta ampliação do Telescópio Hubble. Enquanto que a Nebulosa do Cone, a 2,500 anos-luz de distância na constelação do Unicórnio, mede aproximadamente 7 anos-luz, a região aqui observada em torno do topo do cone mede uns meros 2.5 anos-luz. No nosso quintal galáctico essa distância é apenas metade da distância entre o Sol e a estrela mais próxima, Alpha de Centauro. A massiva estrela NGC 2264 IRS, vista pela câmara de infravermelho do Hubble em 1997, é provavelmente a fonte do vento esculpindo a Nebulosa do Cone para lá do topo da imagem. O véu avermelhado da Nebulosa do Cone é produzido pelo brilhante hidrogénio gasoso.
Crédito: ACS Science & Engineering Team, NASA
 
 
Figura 19 - NGC 6303 é o lar de um massivo enxame estelar, de densos pilares de poeira, e de uma estrela prestes a explodir. O exame aberto central contém cerca de 2,000 estrelas brilhantes, cada uma da qual é muito mais brilhante e massiva que o nosso Sol. Juntas, as radiações destas estrelas estão a energizar e a afastar o material vizinho, o que faz de NGC 3603 uma das regiões H II mais interessantes. NGC 3603 situa-se a cerca de 20,000 anos-luz de distância, e a região aqui observada cobre uma área de aproximadamente 20 anos-luz. Possivelmente ainda mais interessante é o grande número de ténues estrelas visíveis. Estas estrelas são menos massivas que o nosso Sol, demonstrando que grandes números de estrelas de massa baixa também se formam em regiões de formação estelar activas.
Crédito: B. Brandl (Cornell) et al., ISAAC, VLT, ESO
 
 
Figura 20 - Do princípio até ao fim, os diferentes estágios da vida de uma estrela aparecem nesta magnífica imagem tirada pelo Hubble da nebulosa de emissão NGC 3603. Para o princípio, espantosos "pilares" de hidrogénio à direita assinalam o nascimento de estrelas a partir dos seus berçários densos e gasosos. Menos notáveis, nuvens escuras ou "glóbulos de Bok" no canto superior direito são provavelmente ainda parte de um dos primeiros estágios, anterior ao colapso para formar estrelas. No centro vemos um enxame de brilhantes estrelas azuis cujos ventos estelares e radiação ultravioleta afastaram os detritos de material restante. Massivas e jovens, brevemente gastarão todo o seu combustível nuclear. Perto do fim da sua vida, a brilhante supergigante Sher 25 situa-se para a esquerda e um pouco para cima do enxame, rodeada por um anel brilhante e flanqueada do glóbulos de gás ejectado. A estrutura anular é reminiscente da supernova 1987a e a própria Sher 25 pode estar a apenas alguns milhares de anos do seu próprio final devastador. Mas e os planetas? Observe os dois objectos em forma de lágrima para baixo do enxame e no fim da imagem. Embora maiores, estas nebulosas de emissão são muito similares aos discos proto-planetários em torno de estrelas da Nebulosa de Orionte (ver texto acima, figura 4).
Crédito: Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (U. Wash.), You-Hua Chu (UIUC), NASA
 
 
Figura 21 - É a eterna luta entre a bolha e a nuvem. NGC 7635, a Nebulosa da Bolha, está a ser empurrada pelos ventos estelares da massiva estrela central BD+602522. Mesmo ao lado, no entanto, vive uma nuvem molecular gigante, visível no canto superior esquerdo. Neste local no espaço, uma força irresistível enfrenta um objecto imovível de uma forma interessante. A nuvem é capaz de conter a expansão da bolha de gás, mas é despedaçada pela quente radiação proveniente da estrela central da bolha. A radiação aquece as regiões densas da nuvem molecular, provocando o brilho laranja. A Nebulosa da Bolha mede 10 anos-luz de diâmetro e faz parte de um complexo bastante maior de estrelas e conchas. A Nebulosa da Bolha pode ver observada com um pequeno telescópio na direcção da constelação de Cassiopeia.
Crédito: Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)
 
 
Figura 22 - A Nebulosa da Tarântula é uma gigante nebulosa de emissão dentro da nossa vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Neste aracnídeo cósmico situa-se um gigantesco enxame central de estrelas massivas, catalogado como R136 e parcialmente visível no canto superior direito. A luz energética e os ventos deste enxame iluminam a nebulosa e esculpem o gás e a poeira dos arredores em vastos e complexos filamentos. Estes "tentáculos" dão o nome à Nebulosa da Tarântula. Nesta impressionante imagem a cores do telescópio de 2.2 metros do ESO no Observatório La Silla são visíveis as vastas redes de poeira e gás. A área aqui observada mede 300 anos-luz de comprimento. Também com o nome de 30 Dourado, situa-se a 170,000 anos-luz na direcção da constelação de Dourado.
Crédito: WFI, MPG/ESO 2.2-m Telescope, La Silla, ESO
 
 
Figura 23 - O enxame estelar no canto inferior direito, catalogado como Hodge 301, é um habitante da Nebulosa da Tarântula. Uma espectacular nebulosa do céu do Hemisfério Sul, é uma região de formação estelar a uns 168,000 anos-luz de distância na galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães. As estrelas em Hodge 301 formaram-se há dezenas de milhões de anos atrás à medida que as mais massivas rapidamente esgotavam o seu combustível nuclear e explodiam. De facto, as gigantes estrelas de Hodge 301 estão rapidamente a aproximar-se da sua violenta fase final de evolução estelar - conhecida como supernova. Estas explosões de supernova libertam material e ondas de choque para o material nebular e criam os filamentos brilhantes vistos aqui nesta imagem do Telescópio Espacial Hubble. Mas estas espectaculares mortes estelares assinalam também o nascimento de outras estrelas, pois as ondas de choque condensam o gás e a poeira para no fim formarem a próxima geração de estrelas dentro da Nebulosa da Tarântula.
Crédito: Hubble Heritage Team (AURA / STScI/ NASA)
 
 
Figura 24 - No centro desta região de formação estelar conhecida como 30 Dourado situa-se um enorme enxame composto pelas maiores, mais quentes e mais massivas estrelas conhecidas. Estas estrelas e parte da nebulosa vizinha são aqui capturadas nesta linda imagem no visível do Telescópio Hubble. As nuvens de gás e poeira em 30 Dourado, também conhecida como Nebulosa da Tarântula, foram esculpidas em formas alongadas pelos poderosos ventos e pela radiação ultravioleta oriunda destas estrelas quentes do enxame. As zonas delineadas na imagem representam correspondentes imagens tiradas no infravermelho pelo Hubble onde cada quadrado mede 15.5 anos-luz. Penetrando no pó, estas imagens no infravermelho oferecem visões detalhadas de formação estelar dentro das nuvens da nebulosa, revelando a presença de estrelas recém-nascidas. 30 Dourado situa-se dentro de uma galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães, a uns meros 170,000 anos-luz de distância.
Crédito: J. Trauger (JPL), J. Westphal (Caltech), N. Walborn (STScI), R. Barba' (La Plata Obs.), NASA
 
 
Figura 25 - Como é que as violentas estrelas afectam os seus arredores? Para ajudar a responder a esta pergunta, os astrónomos apontaram o Telescópio Hubble para as regiões em torno de Eta Carina, uma estrela que mostra sinais de poder explodir dentro de aproximadamente um milhão de anos. A nebulosidade vizinha, vista na imagem do lado, é o lar de corrente de gás quente, zonas de gás frio, nós de glóbulos escuros, e pilares de matéria interestelar densa que poderá estar a formar jovens estrelas. A imagem cobre uma área de cerca de 3 anos-luz, uma região entre o casulo de Eta Carina, que se estende 0.5 ou 1 ano-luz, e a Grande Nebulosa Carina, que se estende por mais de 300 anos-luz. Em Abril de 1843, Eta Carina tornou-se brevemente na segunda estrela mais brilhante do céu nocturno (a seguir a Sirius), mesmo a uma distância de 7,500 anos-luz.
Crédito: Hubble Heritage Team (AURA/STScI), S. Casertano (STScI) et al., NASA
 
 
Figura 26 - Nuvens tumultuosas da Nebulosa Carina, a 8,000 anos-luz de distância brilham no céu do Hemisfério Sul da Terra. Esta espantosa ampliação detalhada mostra uma porção da famosa nebulosa, que resulta da combinação de exposições em seis filtros diferentes tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble em Abril de 1999. Os nós escuros de pó e as características complexas são esculpidas pelos ventos e pela radiação das estrelas energéticas e massivas de Carina. Mas como foram as cores desta imagem geradas? As imagens do Hubble podem ser produzidas pela composição de exposição usando filtros relativamente estreitos que não coincidem com as cores observadas pelo olho humano. Alguns destes filtros até transmitem em comprimentos de onda para lá do espectro visível. As exposições feitas com estes diferentes filtros, como é este o caso, são traduzidas para uma cor visível onde os comprimentos de onda mais curtos recebem tons azuis e comprimentos de onda mais longos recebem tons mais avermelhados. Este esquema de cores representa uma maneira "ordenadamente cromática" de apresentar os dados em vez de uma imagem a cores naturais.
Crédito: Hubble Heritage Team (AURA/STScI /NASA)
 
 
Figura 27 - A massiva estrela IRS4 está a começar a estender as suas asas. Nascida há apenas 100,000 anos atrás, o material libertado desta recém-nascida estrela formou a nebulosa de nome Nebulosa Sharpless 106 (S106) vista na imagem do lado. Um largo disco de poeira e gás orbitando a Fonte Infravermelha 4 (IRS4), visível a vermelho escuro perto do centro da imagem, dá à nebulosa a sua forma de ampulheta. O gás de S106 perto de IRS4 actua como uma nebulosa de emissão à medida que emite luz depois de ser ionizada, enquanto o pó de IRS4 reflecte a luz da estrela central e por isso age como uma nebulosa de reflexão. Uma inspecção mais detalhada desta imagem representativa no infravermelho revela centenas de anãs castanhas de pouca massa escondidas por trás do gás da nebulosa. S106 estende-se por 2 anos-luz e situa-se a 2,000 anos-luz na direcção da constelação de Cisne.
Crédito: CISCO, Telescópio Subaru de 8.3-m, NAOJ
 
 
Figura 28 - Três jovens e massivas estrelas irão eventualmente emergir desta nuvem natal de poeira e gás, mas a sua presença foi já revelada nesta imagem em cores-falsas do Telescópio Espacial Spitzer. A imagem oferece um olhar infravermelho penetrante na nebulosa de emissão catalogada como Sharpless 140 situada a 3,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Cefeu. As jovens estrelas estão por isso escondidas na luz visível pelos invólucros gasosos. Esculpidas pelos ventos e pela radiação provenientes das quentes estrelas da região, as majestosas estruturas medem dezenas de anos-luz e contêm supreendentemente moléculas complexas - hidrocarbonetos aromáticos policíclicos - que brilham no infravermelho. Este registo incrivelmente detalhado de marcos cósmicos aponta para a riqueza de dados infravermelhos agora disponíveis livremente nos arquivos do Telescópio Spitzer.
Crédito: G. Melnick (CfA), JPL, Caltech, NASA
 
 
Figura 29 - O enxame estelar RCW38 estava escondido. Este enxame aberto de estrelas está localizado a cerca de 5,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Vela. No entanto, observar este objecto naturalmente não revelará a maioria das estrelas do enxame. Isto é porque o enxame aberto é tão jovem que ainda está envolto numa espessa camada de poeira e gás que absorve a luz visível. O pó normalmente acompanha o gás que condensa para formar jovens estrelas. Quando vista no infravermelho, no entanto, o enxame em RCW38 é revelado, porque a poeira é menos eficiente na absorção da luz infravermelha. A imagem do lado foi a primeira a ser registada com o ISAAC (Infrared Spectrometer and Array Camera) fixo ao VLT de 8.2 metros.
Crédito: ISAAC, 8.2-meter VLT, ESO
 
Última actualização: 2012-07-06
 
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