quinta-feira, 9 de abril de 2015

Protoestrela - II



Primeira versão da tradução de: en.wikipedia.org - Protostar
Uma protoestrela é uma grande massa que forma-se pela contração da nuvem molecular gigante de gás do meio interestelar. A fase protoestelar é um estágio inicial no processo de formação de estrelas. Para uma estrela de uma massa solar essa fase dura cerca de 10 milhões de anos.[1] Começa com um núcleo aumentando de densidade em uma nuvem molecular e termina com a formação de uma estrela pré-sequência principal (ou uma estrela variável T Tauri se abaixo de duas massas solares ou uma estrela Herbig Ae/Be se entre duas e oito massas solares [nota 1]), que então se transforma em uma estrela da sequência principal. Este é anunciado pelo vento T Tauri, um tipo de supervento solar que marca a mudança da estrela em acreção de massa em energia radiante.
Uma estrela em desenvolvimento está em colapso sobre si mesma na parte superior esquerda na concepção do artista. Na medida em que ela encolhe, a estrela gira cada vez mais rápido, como um patinador dobrando seus braços. Linhas verdes representam campos magnéticos. Material de sobra forma um disco plano, em que o campo magnético fica sendo retardado em sua translação. - NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) - www.space.com
História

A existência de “protoestrelas” 'foi postulada pela primeira vez pelo cientista soviético-armênio Viktor Ambartsumian.[2]


A pesquisa de Ambartsumian resultou na então chamada "emissão contínua”, observada no espectro de estrelas jovens do tipo T Tauri e ao sua vizinhança associada. Ao contrário das hipóteses clássicas sugerindo estrelas que se formavam isoladamente como resultado da condensação de pequenas massas de matéria difusa, a nova hipótese postulou a existência de enormes corpos de formação estelar, "protoestrelas". O processo de desintegração das protoestrelas é responsável pela formação de membros em associações de estrelas múltiplas.
Papel na evolução estelar
A formação de estrelas começa em nuvens moleculares gigantes. Estas nuvens estão inicialmente equilibradas entre as forças gravitacionais, que trabalham para recolher a nuvem, e as forças de pressão (principalmente do gás), que trabalham para manter a nuvem evitando dela entrar em colapso. Quando estas forças saem do equilíbrio,  tal como devido a uma onda de choque de uma supernova, a nuvem começa a desmoronar e de fragmento em fragmento cada vez menores. Os menore desses fragmentos começam a contratação e tornam-se protoestrela.
À medida que a nuvem continua a contrair-se , ele começa a aumentar em temperatura. O aumento de temperatura não é causada por reações nucleares, mas sim pela conversão da energia gravitacional em energia cinética térmica. Como uma partícula (átomo ou molécula) cai na direção do centro do fragmento em contração, a sua energia gravitacional diminui. Como a energia total da partícula deve permanecer constante (devido à conservação de energia), a redução na energia potencial gravitacional resulta num aumento em energia cinética da partícula. A energia cinética de um grupo de partículas é a energia cinética térmica, ou temperatura, da nuvem. Quanto mais a nuvem contrai-se a mais a temperatura aumenta.
Colisões entre moléculas frequentemente as deixam em estados excitados e por isso podem emitir radiação com a decadência desses estados. À temperaturas de uma protoestrela (10 a 20 Kelvin) a maior parte da radiação está no intervalo de microondas ou infravermelho do espectro. Nesta fase inicial de formação de estrelas, a maior parte desta radiação escapa, impedindo um rápido aumento na temperatura da nuvem. Esta fase de evolução da protoestrela é conhecida como a fase isotérmica.
À medida que a nuvem se contrai a densidade do número de moléculas aumenta, tornando mais difícil para a radiação emitida escapar. Com efeito, o gás torna-se opaco à radiação e a temperatura no interior da nuvem começa a aumentar mais rapidamente. A nuvem de ainda tem muito mais gás nessa fase, chamada de protoestrela Classe 0.
À medida que o sistema evolui, mais e mais emissão inicia a partir da protoestrela, em vez da poeira circundante e gás. Na fase de Classe I, a protoestrela tem agora aproximadamente a mesma massa que o envelope circundante.
A próxima etapa da evolução da protoestrela de menos de duas massas solares é a clássica estrela T Tauri (aka protoestrela Classe II). Nesta fase, a temperatura aumenta substancialmente e esse disco é substancialmente menor do que a protoestrela. No estágio final da evolução da protoestrela, a temperatura sobe e o material circundante torna-se de ordem de magnitude menor, tornando-se uma protoestrela Classe III(estrela T Tauri "fraca").[3] Para protoestrelas entre duas e oito massas solares, a próximo etapa, em vez de uma estrela T Tauri, é uma estrela Herbig Ae / Be. Estrelas pré-sequência principal acima de oito massas solares não são observadas: porque elas já passaram para a seqüência principal antes que eles possam “soprar” sua nebulosa escura circundante.
Medições infravermelhas tiradas pelas pesquisas astronômicas 2MASS e WISE têm sido particularmente eficazes em revelar numerosas protoestrelas seus conjuntos de estrelas hospedeiros.[4][5]
Classes de protoestrelas[6]
Classe
Pico de emissão
Duração (Anos)
Descrição
0
submilímetro
104
acreção primordial
I
infravermelho distante
105
fase de acreção principal
II
infravermelho próximo
106
estrela T Tauri clássica
III
visível
107[3]
estrela T Tauri “fraca”
Notas
  1. Estrelas mais massivas que oito massas solares não são observadas na fase de estrela pré-sequência principal, dado o tempo no qual elas vão “varrer” (ou “soprar”) sua nebulosa escura circundante, eles já estando na sequência principal
Referências
  1. "How the Sun Came to Be: Stellar Evolution" - www.swpc.noaa.gov
  2. V. A. Ambartsumian— a life in science; Astrophysics - The editorial board of the journal Astrofizika, July 2008, Volume 51, Issue 3, pp 280-293 - link.springer.com
  3. EARLY PHASES OF PROTOSTARS: Star formation and Protoplanetary Disks - How do we observe them? - www.solar-system-school.de
  4. Froebrich, D.; Scholz, A.; Raftery, C. L. (2007). A systematic survey for infrared star clusters with |b| <20 2mass="" span="" using="">, MNRAS, 347, 2
  6. Larson, R.B. (2003), The physics of star formation'', Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp. 1651–1697
Ligações externas

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