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]

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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