Conforme discutimos no capítulo anterior, o nosso estudo sobre as micro estruturas das nebulosas planetárias considera os aspectos morfológicos e cinemáticos (Gonçalves et al. 2001) e também aqueles que dizem respeito aos parâmetros físico-quimícos e de excitação (Gonçalves et al. 2003). No entanto ainda existem dúvidas importantes a respeito da época e dos mecanismos que resultam na formação das LIS. Nos últimos meses estivemos estudando os jactos de NGC 7009 (Figura 9) e de K 4-47 (Figura 10; Gonçalves et al. 2004). Da comparação entre as propriedades observadas nestas duas NP que contêm jactos -entre várias outras para as quais a análise completa continua em andamento- acreditamos que outros aspectos da sua origem, além daqueles estudados no capítulo "Jactos e outras micro estruturas", começam a perfilar-se.

O facto de que os jactos se deslocam com velocidades supersónicas (consideravelmente superiores àquelas do meio que os circunda) implica que a luz que emitem deve ser excitada por choques. De facto isto ocorre com os jactos de outros objectos astronómicos como os jactos extragalácticos, os quais são observados em quasares, rádio galáxias etc, e também nos jactos dos objectos estelares jovens, conhecidos como objectos Herbig-Haro. No caso das nebulosa planetárias, a principal fonte de energia não é a excitação por choques e sim a radiação oriunda da estrela central. Em outras palavras, quando dizemos que a luz oriunda dos jactos é excitada por choques, nos referimos ao facto de que esta tem origem, principalmente, na interacção de dois gases cuja velocidade relativa é supersónica. Por outro lado, quando a luz que observamos tem origem na interacção entre a radiação (nas NP, fotões energéticos da estrela central) com o gás que a rodeia, dizemos que esta emissão foi excitada por radiação, ou seja, luz fotoionizada. Esta é a razão da diferenciação, em termos de cores, das nebulosas simuladas por García-Segura & López (2000) na Figura 6b. Nesta Figura vê-se claramente que as micro estruturas devem emitir luz excitada por choques.

Neste aspecto reside a principal diferença entre os jactos e pares de nódulos de NGC 7009 e de K 4-47. Na primeira jactos e nódulos possuem emissão fotoionizada e, na segunda, estes são excitados por choques. Assim, pelo menos em princípio, os resultados observacionais de NGC 7009 contrariam os estudos teóricos, enquanto K 4-47 ratifica estes mesmos estudos. Como entender esta aparente contradição?

Numa revisão sobre micro estruturas em NP (Gonçalves 2003) sugerimos que a solução para este impasse possa estar relacionada com a fase de evolução (idade) destas nebulosas. Conforme visto anteriormente uma nebulosa planetária nasce da interacção dos ventos da estrela progenitora, AGB e pós-AGB. A partir da fase entre aquela na qual a estrela se encontra no Ramo Assimptótico das Gigantes e da nebulosa planetária propriamente dita -conhecida como Proto Nebulosa Planetária- e até que a nebulosa desapareça (dissolva-se no meio interestelar) passam-se mais ou menos 30.000 anos. No início da fase nebulosa planetária, quando parte das suas estruturas ainda não foram atingidas pelos fotões UV da estrela central, a probabilidade de observar estruturas essencialmente excitadas por choques é muito mais alta. Dado que as velocidades relativas entre os jactos e o meio circundante numa nebulosa planetária (tipicamente entre 50 e 150 km/s) nunca são tão altas como aquelas de jactos extragalácticos (entre poucos milhares de km/s e aproximadamente a velocidade da luz), os choques nas NP não são muito extremos, e por isto deixam de ser a principal fonte de excitação da emissão observada a partir do momento em são atingidos pela radiação da estrela central.

Esta ideia não é completamente nova, já que outros autores como Dopita (1997) e Miranda et al. (2000) também discutiram possível relação idade versus principal mecanismo de excitação. A novidade é que estamos comparando várias nebulosas com LIS numa tentativa de provar se esta relação realmente existe ou não. Além do facto de os jactos/nódulos de NGC 7009 e de K 4-47 serem opostos em termos de excitação, a primeira destas nebulosas parece ser mais evoluida do que a segunda (vide Gonçalves 2003). Enfim, há evidências de que os estudos teóricos estejam correctos ao predizer que jactos e nódulos de alta velocidade devem emitir luz excitada por choques, o que efectivamente se observa em nebulosas como K 4-47. Por outro lado, estes estudos não consideram a completa evolução das nebulosas com LIS, e por isto não incluem a acção da radiação da estrela central nas estruturas previamente excitadas por choques. Tudo indica que caso se considerasse estes dois tipos de excitação nos modelos teóricos, o resultado seria que nebulosas mais jovens teriam jactos essencialmente excitados por choques e que nebulosas mais evoluídas teriam jactos principalmente fotoionizados, como no caso de NGC 7009.

Somente muito recentemente, nos últimos 5 anos, este e outros aspectos básicos da origem e evolução das micro estruturas começaram a ser entendidos. Ou seja, conhecemos -relativamente bem- as principais características e mecanismos de formação e evolução das nebulosas planetárias. No entanto o nosso conhecimento sobre os detalhes destas belas criaturas -as micro estruturas- é ainda muito precário. Sabemos que 95% de todas as estrelas converter-se-ão em nebulosas planetárias, o que equivale a dizer nebulosas planetárias são o destino final da maioria das estrelas. Justifica-se, então, todo o esforço que vem sendo empregue em "descobrir" em detalhe os processos físicos "escondidos" nestas fabulosas estruturas.