Carina: Uma Nebulosa Mais Ativa que a Cabeça de Cavalo e Órion Juntas?

Um berçário de estrelas entre os mais ativos da nossa galáxia

Uma nebulosa gigante na Via Láctea

A nebulosa de Carina, também conhecida como NGC 3372, é uma das maiores regiões de formação estelar da Via Láctea. Localizada a cerca de 7.500 anos-luz da Terra na constelação austral de Carina, esta nebulosa emite uma luz espetacular graças à energia liberada por suas jovens estrelas massivas. Ela se estende por mais de 300 anos-luz, tornando-se um laboratório cósmico sem igual para o estudo do nascimento, evolução e morte das estrelas.

Eta Carinae: Um monstro estelar instável

Entre seus objetos mais notáveis está Eta Carinae, um sistema estelar hipermassivo em fase terminal, famoso por suas erupções cataclísmicas observadas desde o século XIX. A intensidade da radiação ultravioleta e dos ventos estelares gerados por esses gigantes modifica constantemente a estrutura da nuvem molecular gigante, esculpindo pilares, cavidades e ondas de choque onde outras estrelas nascem.

Um terreno de observação privilegiado para a astronomia moderna

Graças às observações do telescópio Hubble e, mais recentemente, do telescópio espacial James Webb, os astrônomos puderam sondar as zonas mais densas da nebulosa, revelando protoestrelas e discos protoplanetários. Esses dados permitem compreender melhor os ciclos de retroalimentação entre estrelas massivas e o meio interestelar, um mecanismo essencial na regulação da formação estelar em escala galáctica.

Características físicas e comparação com outras nebulosas

A tabela abaixo apresenta as principais características físicas da nebulosa de Carina em comparação com outras nebulosas emblemáticas, destacando assim seu caráter excepcional.

Fontes: NASA Hubble Site, ESA/Hubble, JWST, ESO

As últimas descobertas na nebulosa de Carina

James Webb revela a estrutura fina dos pilares de poeira

Desde 2022, o telescópio espacial James Webb (JWST) tem explorado a nebulosa de Carina com uma precisão sem precedentes no infravermelho médio ($\lambda = 3-28 \ \mu\text{m}$). Graças à sua resolução angular da ordem de $0.1''$ e sensibilidade térmica, o Webb sondou as estruturas internas das colunas de gás e poeira, particularmente as famosas "Montanhas Místicas", revelando protoestrelas profundamente incrustadas e frentes de ionização em propagação.

Essas observações destacaram discos protoplanetários em formação, sugerindo que os efeitos de erosão fotoevaporativa induzidos pelos ventos estelares não são suficientes para interromper completamente o processo de acreção. Isso desafia os modelos tradicionais nos quais a radiação UV das estrelas OB dispersaria o gás rapidamente demais para permitir a formação de sistemas planetários.

Jatos bipolares e flutuações magnéticas

Outra descoberta recente diz respeito aos jatos bipolares emanando de algumas protoestrelas em formação. Esses jatos, colimados ao longo de vários anos-luz, são revelados por linhas de recombinação de hidrogênio ($\mathrm{H}\alpha$, $\mathrm{Br}\gamma$), bem como pelas linhas de rotação de CO e H₂. Sua dinâmica permite estimar as taxas de acreção e a presença de campos magnéticos localmente intensos ($B \sim 10^{-4}$ T), canalizando a matéria ao redor do equador estelar.

Modelos magnetohidrodinâmicos (MHD) restringidos por essas observações sugerem que o campo magnético desempenha um papel crucial na orientação dos fluxos e na regulação do spin inicial das estrelas recém-nascidas, além da turbulência local do meio.

Precursores de supernovas e instabilidade LBV

Finalmente, os astrônomos observaram novas evidências da instabilidade evolutiva de Eta Carinae, do tipo Variável Azul Luminosa (LBV), no limite entre uma estrela Wolf-Rayet e uma supernova iminente. Cascas de matéria em expansão, emitidas durante a erupção de 1843, continuam a esfriar por emissão infravermelha e são mapeadas nas linhas de Fe II e Si IV. Modelos de perda de massa pré-supernova indicam que uma explosão de supernova do tipo IIn poderia ocorrer dentro dos próximos milhares de anos, deixando para trás uma nebulosa enriquecida com elementos pesados como cálcio, ferro ou titânio.