As estrelas jovens e de pequena massa são geralmente denominadas estrelas T Tauri e são conhecidas como as progenitores do nosso Sol. Apresentam, geralmente, idades da ordem dos 10 anos e massas inferiores a 2 massas solares. Nesta fase, a estrela ainda está relativamente fria, com temperaturas próximas dos 3500-4000 C. Embora conhecidas há bastante tempo, foi apenas nos anos 40 que foi feito o primeiro estudo sistemático destas estrelas, pelo astrónomo Joy. A selecção da amostra de estrelas observada foi feita em função do espectro peculiar que apresentavam e que as diferenciava das estrelas normais. Só mais tarde é que se verificou que se estava perante estrelas jovens.
Os estudos de formação estelar indicam que as estrelas de pequena massa são formadas no interior bastante denso de nuvens moleculares. Em termos mais simples podemos explicar o processo da seguinte forma. Uma pequena perturbação do estado de equilíbrio da nuvem pode causar uma instabilidade que produz o colapso gravitacional do gás. Este colapso é travado com o aumento da pressão do gás, formando-se um núcleo mais denso a que costumamos chamar proto-estrela. Nesta fase, o brilho do objecto provém da energia potencial libertada aquando do colapso gravitacional. As densidades não são suficientemente altas para ocorrerem reacções termonucleares. A contracção não é contudo eliminada, continuando de forma mais lenta. Em simultâneo, dá-se a formação de um disco circum-estelar. Nesta primeira fase, o sistema proto-estrela mais disco estão embebidos na nuvem. A nuvem é de tal maneira opaca à radiação proveniente do objecto que não é possível observar directamente o nascimento da proto-estrela. Conforme a estrela vai evoluindo, a nuvem envolvente começa a dispersar devido à pressão da radiação e aos ventos/jactos de gás emitidos pela estrela. Chega-se a um ponto em que começa a ser possível a observação da proto-estrela por radiação rádio e infravermelha. Com a progressiva dissipação da nuvem circum-estelar, a estrela torna-se visível no óptico. Nessa altura, a estrela encontra-se numa fase adiantada da sua evolução, não sendo já considerada uma proto-estrela mas também não tendo ainda atingido o estado estável de estrela normal. Estamos perante uma T Tauri.
Esta fase na vida de uma estrela de pequena massa é bastante agitada, traduzindo-se numa variação do brilho e do espectro observados em escalas de tempo que podem ir de horas a anos. No entanto, em termos gerais, podemos afirmar que o espectro de uma estrela T Tauri é geralmente caracterizado por três componentes: o espectro de uma estrela normal com a mesma temperatura, ao qual está sobreposto um excesso de contínuo mais intenso no azul e no infravermelho e uma grande quantidade de riscas de emissão. Estas riscas de emissão são muito semelhantes às observadas na cromosfera do Sol.
Fig.1 A figura compara o espectro médio de uma estrela T Tauri ao de uma estrela normal.Diversos modelos têm sido usados para explicar o espectro emitido pelas estrelas T Tauri e as diferenças relativamente ao de uma estrela normal. Embora não haja um modelo único que consiga explicar todas as características observadas, grandes avanços foram conseguidos nas duas últimas décadas. Assim, o excesso de radiação observada no infravermelho está associado ao disco circum-estelar. As riscas de emissão são mais difíceis de reproduzir, embora possam ocorrer numa cromosfera semelhante à solar, mas muito mais activa. Um factor importante, e que tem sido objecto de um maior estudo nos últimos anos, é a evolução do disco circum-estelar. A evolução da estrela está ligada à do disco. No entanto, o disco por si só é fundamental para a compreensão da formação de planetas. A observação mostra-nos que o disco circum-estelar desaparece com o decorrer do tempo, ficando apenas alguns planetas a orbitar em torno da estrela. A forma como se dá essa transição é uma área importante no estudo da formação planetária.
Doutor Jorge Filipe Gameiro
Centro de Astrofísica da Universidade do Porto