Formação de estrelas - Colapso de nuvem (molecular)

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Uma nuvem interestelar do gás permanecerá no equilíbrio hidrostático contanto que a energia cinética da pressão de gás esteja em equilíbrio com a energia potencial da força gravitacional interna. Matematicamente, isso é expresso usando o teorema virial, que afirma que, para manter o equilíbrio, a energia potencial gravitacional deve igualar duas vezes a energia térmica interna.[15] Se uma nuvem é enorme o suficiente para que a pressão do gás seja insuficiente para sustentá-la, a nuvem sofrerá colapso gravitacional. A massa acima da qual uma nuvem se submeterá a tal colapso é chamada a massa de Jeans. A massa de Jeans depende da temperatura e da densidade da nuvem, mas é tipicamente milhares a dezenas de milhares de massas solares.[2] Esta coincide com a massa típica de um conjunto aberto de estrelas, que é o produto final de uma nuvem em colapso [16]

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Na formação de estrelas desencadeada, um de vários eventos pode ocorrer para comprimir uma nuvem molecular e iniciar o seu colapso gravitacional. Nuvens moleculares podem colidir umas com as outras, ou uma explosão de supernova nas proximidades pode ser um gatilho (pressão de radiação), o envio de matéria por choque para a nuvem em velocidades muito altas.[2] Em alternativa, as colisões galácticas podem desencadear explosões de estrelas maciças de formação de estrelas como as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitado por forças gravitacionais.[17] Esse último mecanismo pode ser responsável pela formação de aglomerados globulares.[18]

Um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia pode servir para regular a taxa de formação de estrelas em um núcleo galáctico. Um buraco negro no qual a matéria de acreção não decaída (no disco de acreção, relativa e temporariamente em equilíbrio) pode se tornar ativo, emitindo um forte vento através de um jato relativístico colimado. Isso pode limitar ainda mais a formação de estrelas. Buracos negros maciços que lançam partículas de rádio-frequência em velocidade quase da luz também pode bloquear a formação de novas estrelas em galáxias em envelhecimento.[19] No entanto, as emissões de rádio em todos os jatos também podem desencadear a formação de estrelas. Da mesma forma, um jato mais fraco pode desencadear a formação de estrelas quando colide com uma nuvem.[20]

Na medida que entra em colapso, uma nuvem molecular quebra-se em pedaços cada vez menores em uma forma hierárquica, até os fragmentos atingirem a massa estelar. Em cada um destes fragmentos, o gás em colapso dissipa a energia obtida pela libertação de energia potencial gravitacional. Na medida que a densidade aumenta, os fragmentos se tornam opacos e são, assim, menos eficazes na irradiação ao longe de sua energia (pela absorção “local”). Isto aumenta a temperatura da nuvem e inibe uma nova fragmentação. Os fragmentos agora condensam-se em esferas de gás que servem como embriões estelares rotativos.[21]

Notemos que esta formação em embriões rotativos é coerente com a formação de sistemas planetários e múltiplos estelares por nuvens em rotação, hipótese recentemente retomada e aperfeiçoada, já colocada no básico desde os tempos de Laplace.

Para complicar esse quadro de uma nuvem de desmoronamento são os efeitos da turbulência, os fluxos macroscópicos, rotação, campos magnéticos e da geometria nuvem. Ambos rotação e campos magnéticos podem dificultar o colapso de uma nuvem.[22][23] A turbulência é instrumental em causar fragmentação da nuvem, e nas menores escalas promove colapso.[24]

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.

15. Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.

16. Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.

17. Jog, C. J. (August 26–30, 1997). Barnes, J. E.; Sanders, D. B., ed. "Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift". Kyoto, Japan. Bibcode:1999IAUS..186..235J.

18. Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y.; Ho; Lo (December 2005). "M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters". The Astrophysical Journal 635 (2): 1062–1076. arXiv:astro-ph/0508519. Bibcode:2005ApJ...635.1062K. doi:10.1086/497575.

19. Gralla, Meg; et al. (September 29, 2014). "A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 445, Issue 1 (Oxford University Press): 460–478. doi:10.1093/mnras/stu1592.

20. van Breugel, Wil; et al. (November 2004). T. Storchi-Bergmann, L.C. Ho, and Henrique R. Schmitt, ed. "Proceedings of IAU Symposium, No. 222". Cambridge University Press. pp. 485–488. Bibcode:2004IAUS..222..485V. doi:10.1017/S1743921304002996.

21. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.

22. Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 22. ISBN 0-521-78520-0.

23. Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles (2009-08-11). "Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds". arXiv:0908.1549 [astro-ph.GA].

24. Ballesteros-Paredes, J.; Klessen, R. S.; Mac Low, M.-M.; Vazquez-Semadeni, E. "Molecular Cloud Turbulence and Star Formation". In Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. Protostars and Planets V. pp. 63–80. ISBN 0-8165-2654-0.