Protoestrela

Primeira versão da tradução de: en.wikipedia.org - Star formation - Protostar

Uma nuvem protoestelar continuará a entrar em colapso, enquanto a energia de ligação gravitacional pode ser eliminada. Este excesso de energia é  principalmente perdido através de radiação. No entanto, a nuvem em colapso eventualmente se tornará opaca para a sua própria radiação, e a energia deve ser removido através de outros meios. A poeira dentro da nuvem é aquecida a temperaturas de 60-100 K, e as essas partículas irradiam em comprimentos de onda no infravermelho distante onde a nuvem é transparente. Assim, a poeira medeia o colapso adicional da nuvem.[23]

lcogt.net - spacebook - protostar

Durante o colapso, a densidade da nuvem aumenta em direção ao centro e assim, a região média torna-se opticamente opaca primeiro. Isto ocorre quando a densidade é de cerca de 10-13 g/cm3. A região central, chamada de primeiro núcleo (ou centro) hidrostático (First Hydrostatic Core), forma-se e o colapso é essencialmente interrompido. Continua a aumentar a temperatura, determinada pelo teorema virial. O gás caindo em direção a esta região opaca colide com ele e cria ondas de choque que aquecem ainda mais o núcleo.[23]

Quando a temperatura do núcleo atinge cerca de 2000 K, a energia térmica dissocia as moléculas de H2.[24] Isto é seguido pela ionização dos átomos de hidrogênio e hélio. Estes processos absorvem a energia da contração, permitindo que ela continue em escalas de tempo comparáveis para o período de colapso, em velocidades de queda livre.[25] Depois da densidade de material em queda cair abaixo de cerca de 10-8 g/cm3, o material é suficientemente transparente para permitir que a energia irradiada pela protoestrela escape. A combinação de convecção no interior da protoestrela e radiação a partir do seu exterior permitem que a estrela se contraia ainda mais.[24] Isto continua até que o gás esteja quente o suficiente para que a pressão interna suporte a protoestrela contra um novo colapso - o chamado estado de equilíbrio hidrostático gravitacional. Quando esta fase de acreção é quase completa, o objeto resultante é conhecida como um protoestrela.[2]

A acreção de material sobre a protoestrela continua parcialmente a partir do disco circunstelar recém formado. Quando a densidade e temperatura são suficientemente elevados, a fusão do  deutério começa, e a pressão externa resultante da radiação diminui o colapso (mas não o interrompe). Material que compreende a nuvem continua a "chuva" para a protoestrela. Nesta etapa jatos bipolares são produzidos, os chamados objetos Herbig-Haro. Este são provavelmente os meios através dos quais o excesso de momento angular do material em queda é expelido, o que permite a estrela continuar a se formar.

Quando o invólucro de gás e poeira em torno dispersa-se e processo de acreção para, a estrela é considerada uma estrela pré-sequência principal (estrela PMS, de pre–main sequence). A fonte de energia desses objetos é a contração gravitacional, ao oposto da “combustão” de hidrogênio das estrelas da sequência principal. As estrela PMS seguem até faixa Hayashi no diagrama Hertzsprung-Russell (H-R).[26] A contração irá prosseguir até que o limite Hayashi seja alcançado, e em seguida a contração irá continuar numa escala de tempo de Kelvin-Helmholtz com a temperatura mantendo-se estável. Estrelas com menos de 0,5 M☉ posteriormente juntam-se à sequência principal. Para estrelas mais massivas da PMS, no final da faixa Hayashi elas irão lentamente entrar em colapso próximo do equilíbrio hidrostático, seguindo a faixa Henyey.[27]

Finalmente, hidrogênio começa a fundir no núcleo da estrela, e o resto do material envolvente é “limpo”. Isso termina a fase protoestelar e principia a fase da estrela na sequência principal no diagrama H-R.

As etapas do processo são bem definidas em estrelas com massas em torno de 1 M☉ ou menos. Em estrelas de massa elevadas, a duração do processo de formação de estrela é comparável a outras escalas de tempo da sua evolução, muito mais curtos, e o processo não é tão bem definido. A evolução posterior de estrelas são estudados em evolução estelar.

Referências

2. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
23. Longair, M. S. (2008). Galaxy Formation (2nd ed.). Springer. p. 478. ISBN 3-540-73477-5.
24. Larson, Richard B. (1969). "Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145: 271.Bibcode:1969MNRAS.145..271L.

25. Salaris, Maurizio (2005). Cassisi, Santi, ed. Evolution of stars and stellar populations. John Wiley and Sons. pp. 108–109. ISBN 0-470-09220-3.

26. C. Hayashi (1961). "Stellar evolution in early phases of gravitational contraction". Publications of the Astronomical Society of Japan 13: 450–452.Bibcode:1961PASJ...13..450H.

27.  L. G. Henyey; R. Lelevier; R. D. Levée (1955). "The Early Phases of Stellar Evolution". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154.Bibcode:1955PASP...67..154H. doi:10.1086/126791

Nuvens interestelares

Primeira versão da tradução de: en.wikipedia.org - Star formation - Interstellar clouds

Uma galáxia espiral como a Via Láctea contém estrelas, restos estelares, e um meio interestelar difuso (ISM, diffuse interstellar medium) de gás e poeira. O meio interestelar consiste de 10-4 a 106 partículas por cm3 , e é tipicamente composto em massa por aproximadamente 70% de hidrogênio, com a maior parte do gás restante constituído por hélio. Este meio foi quimicamente enriquecido por vestígios de elementos mais pesados que foram ejetados de estrelas que passaram para além do final de sua “vida útil” na sequência principal . Regiões de maior densidade do meio interestelar formam nuvens ou nebulosas difusas, [1] em que a formação de estrelas ocorre.[2] Em contraste com as espirais, as galáxias elípticas perdem o componente frio do seu meio interestelar dentro de aproximadamente um bilhão de anos, o que dificulta a galáxia formar nebulosas difusas, exceto por meio de fusões com outras galáxias.[3]

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Nas nebulosas densas onde as estrelas são produzidas, a maior parte do hidrogênio está na forma molecular (H2), de modo que essas nebulosas são chamados de nuvens moleculares.[2] As observações indicam que as nuvens mais frias tendem a formar estrelas de baixa massa, observadas pela primeira vez no infravermelho no interior das nuvens, e posteriormente, na luz visível em sua superfície quando dissipam-se as nuvens, enquanto nuvens moleculares gigantes, que são geralmente mais quentes, produzem estrelas de todas as massas.[2] Estas nuvens moleculares gigantes têm densidades típicas de 100 partículas por cm3, diâmetros de 100 anos-luz (9,5 × 1014 km), massas de até 6 milhões de massas solares (M☉), [2] e uma temperatura interior média de 10 K. Cerca de metade da massa total do ISM galáctico é encontrado em nuvens moleculares [6] e na Via Láctea há uma estimativa de 6.000 nuvens moleculares, cada umacom mais de 100.000 M☉. [7] A nebulosa mais próxima do Sol, onde as estrelas massivas se formam é a nebulosa de Orion, 1300 anos-luz (1.2 × 1016 km) de distância. [8] No entanto, menor formação de estrelas de massa está ocorrendo cerca de 400-450 anos-luz de distância no complexo de nuvens Ophiuchi (IC 4604). [9]

Um local de formação de estrelas mais compacto são as nuvens opacas de gás denso e poeira conhecida como glóbulos de Bok; assim chamado depois o astrônomo Bart Bok. Estes podem formar-se em associação com o colapso de nuvens moleculares ou possivelmente de forma independente. [10] Os glóbulos de Bok são tipicamente de até um ano-luz de diâmetro e contém algumas massas solares. [11] Eles podem ser observados como nuvens escuras recortadas contra nebulosas de emissão ou brilhante estrelas de fundo. Em mais da metade dos glóbulos de Bok conhecidos foram encontrados contendo estrelas recém-formadas. [12]

Referências

1. O'Dell, C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. Retrieved 2009-05-18

2. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
3. Dupraz, C.; Casoli, F. (June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals". Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union. Paris, France: Kluwer Academic Publishers.Bibcode:1991IAUS..146..373D

6. Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0-521-78224-4.

7. Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M.; Scoville; Solomon (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1 289: 373–387.Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897

8. Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361.Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922

9. Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". In Bo Reipurth. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005.Bibcode:2008hsf2.book..351W

10.  Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J.; Smith; Gredel; Stanke; Davis (February 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics 383 (2): 502–518.Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531

11. Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 4. ISBN 0-521-78520-0.

12. Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.

Recomendações de leitura

Cold chemistry, 05 July 2007 - www.rsc.org

As reações químicas em temperaturas extremamente baixas, por exemplo, em nuvens interestelares, podem ocorrer a taxas quase surpreendentemente rápidas, divulgam astroquímicos que usaram uma combinação de métodos teóricos e experimentais para trabalhar o porquê.

Colocando-se gelo em certos doloridos erros em Ciência

Para alguém que acha que ao se afirmar gelo nos pólos (sic), estes tem de ser eternos, e se os afirmamos variáveis e até em certo momento da história inexistentes, está se afirmando até um absurdo científico.

Quando afirmamos que a Ciência não afirma aquilo que é, mas aquilo que jamais evidenciou-se diferente, obviamente, não estamos tratando de que coisas imutáveis sejam apenas as observáveis e tratáveis pela Ciência.

Isto é evidentemente uma tolice, e péssima interpretação das afirmações da Filosofia da Ciência, mesmo apenas dos termos usados.

Um exemplo banal seriam as leis da termodinâmica, e vamos abordar uma leitura simplificada da 2a lei da Termodinâmica, no banal exemplo de uma xícara de café quente sobre uma mesa.

Termografia de uma xícara - www.iredltd.co.uk

É evidente que a xícara esfria até a temperatura ambiente com o tempo (assintoticamente, alertemos).  

Logo, o sistema evolui no tempo. Obviamente, não é imutável, “cristalizado” no tempo.

Podemos resumir a complexa teorização da Termodinâmica, com fortes elementos de empirismo na construção, com a afirmação:

Todo corpo mais quente que o ambiente esfria até o equilíbrio com esse.[Nota 1]

Esta afirmação é um jargão, pois mais formalmente, conforme a Filosofia da Ciência, deveria ser formalizada como:

Até evidência em contrário, jamais evidenciou-se corpo mais quente que o ambiente que não tivesse esfriado até entrar em equilíbrio com esse.

Ou, no nosso caso, jamais verificamos uma xícara aquecer-se em meio a um ambiente mais frio, e aqui entra a Entropia (termodinâmica, pois há outros conceitos que usam o termo), se dá apenas em um sentido no tempo - a seta termodinâmica dos processos.
.
Qual motivo de essa ser a formulação da frase correta, mais adequada?

Pois parece-me banal que jamais estudamos todas as xícaras de café (objetos quentes) em todas as mesas (ambientes) do universo, e muito menos, em toda a sua história (passada, muitíssimas vezes completamente inacessível, e futura, ainda por vir).

Por isso que o máximo que podemos afirmar é que tal afirmação é altamente confiável.

Esta questão filosoficamente fundamental, do permanente tentar refutar uma hipótese, “falsear”, como única possibilidade para a construção do conhecimento científico, na falseabilidade, é que permite afirmarmos os modelos científicos de comportamento da natureza, e até mesmo, classificações sobre as coisas, como as cores das penas de aves, como no meu didático “corvo vermelho”, para explicar a questão, que é mais profundamente, epistemológica.[Nota 2]

Nosso conhecimento sobre o mundo é apenas empírico, e não dedutivo, pois simplesmente não temos acesso a totalidade do tudo-que-existe (um conceito filosófico e um tanto mais amplo que um “universo”, que, aliás, nem sabemos realmente o que ele seja), nem na sua intimidade (qual o seu limite mínimo, a partição do que compõe o mundo).

O conhecimento, pois, do humano no mundo sobre o mundo é limitado, e assim para sempre permanecerá, por simples questão de sua própria natureza e lógica., a natureza do humano enquanto tal, como ser limitado sem acesso somente a parte do tudo e em sua linguagem limitada e limitações de premissas tomáveis, seus julgamentos sobre o que apreende de apenas parte do tudo.

Evidentemente que após certo número de experimentações e observações, em modelos e classificações que já tornaram-se extremamente confiáveis, como no caso acima, a segunda lei da Termodinâmica, não perdemos mais tempo, por pura questão prática, o que nos faz lembrar a frase:

“Loucura é querer resultados diferentes fazendo tudo exatamente igual!” - Albert Einsten

O objeto é mutável, mas não o modelo que o trata, se confiável.

Alertemos que o modelo, exatamente pela falseabilidade, pode ser refutado (o “fluido térmico”, o flogisto, pelo calor), ser limitado em aplicações (exemplo na Mecânica Newtoniana), ser “afinado”, aumentando sua precisão (a Relatividade em suas “correções” à Mecânica Newtoniana), etc.

Retornando, o que jamais se evidenciou diferente é que é o cientificamente afirmado, não o objeto estudado e seu estado. Esse, pode ser inclusive um processo claro, ocorrendo no tempo - como o banal esfriar de uma xícara de café.

A Ciência não trata propriamente do que seja, à plena definição, a xícara de café, e sim, como esta se comporta no tempo, e algumas características que interessem, como composição química, transparência, condutividade térmica dos materiais, volatilidade de seu conteúdo, etc.

Mas questões com fatores históricos podem seu um tanto mais complexas, e comprometeram até certa coerência do próprio Popper, grande no tema.

Por exemplo, temos que os pólos (sic) em nosso tempo tem grande massa de gelo. Mas tal situação é imutável?

Evidente que não, pois afinal, evidenciamos derretimento e até desaparecimento de capas de gelo de grandes áreas no Ártico, destacadamente.

Logo, a temperatura média da região, e antes, o calor disponível para a região está aumentando - a questão do calor latente de solidificação, um tipo de valor fixo sem a modificação da temperatura, relacionado com o ”esforço” para a mudança de estado, é importante.

A incidência da radiação solar, relacionada com a latitude e a inclinação do eixo de rotação da Terra, as estações dos hemisférios, é só uma das variáveis. É importante, mas não a única.

Portanto, é obvio que o gelo nos pólos não pode ser afirmado como “imutável”. A simples variação, sem qualquer alteração de temperatura média global, evidente nas estações dos hemisférios norte e sul já seriam uma mostra que ele modifica-se no tempo.[Nota 3]

www.jornalportuguesgratuito.com.pt

Portanto, afirmações, com registros fósseis e formações geológicas claras, como morenas de geleiras, erosões, sedimentações, formações geológicas relacionadas a variações e deslocamento de massas de gelo diversas, de que em certo momento no passado os polos não continham gelo, não são de forma alguma insustentáveis, pois o sistema é dinâmico - mutável - e com modelos bem estabelecidos - sobreviventes ao falseamento, logo  confiáveis, com as variáveis da temperatura da atmosfera e dos oceanos e perfil de suas correntes, plenamente sustentáveis, afirmáveis.


www.noeman.org

Apenas se deram no distante passado, e podem ser previstos para até próximo futuro.

Mas há um exemplo banal, noticiado no dia a dia, que sustenta que o gelo nos pólos (sic) não é “eterno e imutável” (afirmação que por diversas outras questões, já seria insustentável, vide a própria idade do planeta Terra).

Os acúmulos de gelo nas montanhas independem estritamente das latitudes. Dependem da altitude, das equações atmosféricas (outro modelo altamente confiável) e pelos mesmo motivos de correntes atmosféricas e outras, mesmo com posição no espaço - que somente com certas variáveis implica em presença de gelo - derretem, e portanto, não são imutáveis.

Sinceramentre, o óbvio dos óbvios.

Notas

1.Para mais informação sobre o empirismo na história da termodinãmica, recomendamos

Chaui-Berlinck, José Guilherme e Martins, Ricardo Alves; As duas primeiras leis - Uma introdução à termodinâmica; www.editoraunesp.com.br

2. Epistemologia (do grego ἐπιστήμη [episteme] - ciência; λόγος [logos] - estudo de), também chamada teoria/filosofia do conhecimento, é o ramo da filosofia que trata da natureza, das origens e da validade do conhecimento. Relaciona-se com a metafísica, a lógica e a filosofia da ciência, pois, em uma de suas vertentes, avalia a consistência lógica de teorias e suas credenciais científicas. - Da trivial Wikipedia - http://pt.wikipedia.org/wiki/Epistemologia

3. Sobre este tema, artigo da Sci Am Brasil neste mês:

Jeff Masters; A corrente de jato está ficando estranha; jan de 2015

Versão em inglês:

Jeff Masters; A Wacky Jet Stream Is Making Our Weather Severe - www.scientificamerican.com