Formação Estelar e Campo Magnético

Imagem da nebulosa e região de formação estelar galática NGC3603, obtida com o Telescópio Espacial Hubble, mostrando estrelas supergigantes e Wolf-Rayet na esquerda, e glóbulos de Bok no canto superior direito. Localizada a 22 mil anos-luz de distância, na constelação da Carina, contém um aglomerado com cerca de 1 milhão de anos que contém um sistema binário de período 3,77 dias, composto de estrelas com massas de 114 e 84 massas solares.

Esquema de formação estelar

Se levarmos em conta o campo magnético, a equação de movimento de Euler (2.377) torna-se

onde

e $n_in\langle \sigma w \rangle$ é a taxa de colisões, $w$ é a velocidade relativa entre as partículas, $\frac{m_im_n}{m_i+m_n} \left(\vec{v}_i-\vec{v}\right)$ é o momentum transferido em uma colisão,

desprezando o campo elétrico $\vec{E}$,

$\vec{j}_e = n_ie\left(\vec{v}_i-\vec{v}_e\right) = \frac{c}{4\pi} \nabla \times \vec{B}$

onde a última igualdade é pela Lei de Ampére, já que a corrente é a fonte do campo magnético.

Imagens do Telescópio Espacial Hubble de discos proto-estrelares detectados pelo IRAS.

Espectro de uma proto-estrela de acordo com Bruce A. Wilking (1989), Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 101, 229.

Seqüência de imagens obtidas durante 6 anos da estrela Herbig-Haro 30 com o Telescópio Espacial Hubble, mostrando o disco de acresção e a ejeção bipolar de material.

Modelo de formação estelar: a nuvem colapsa, forma um disco de acresção e subseqüentemente material é ejetado em forma de vento.

Durante a formação, uma nuvem de gás se contrai, formando uma proto-estrela. Quando a temperatura no núcleo fica suficientemente alta para iniciar reações nucleares estáveis, a proto-estrela torna-se uma estrela da seqüência principal, transformando hidrogênio em hélio no núcleo. A abundância de lítio, que é consumido a baixas temperaturas nas estrelas (3 milhões K)

p+Li⁶->Be⁷
Be⁷->Li⁷
Li⁷+p->Be⁸
Be⁸->He⁴+He⁴

pode indicar a idade da estrela, mas depende fortemente da massa da estrela; quanto menor a massa, mais profunda é a zona de convecção, levando a uma maior depleção. Entretanto as linhas de lítio podem ser afetadas pela presença da cromosfera, que poderiam reduzir estas linhas, levando a uma determinação incorreta.

Abundância de lítio em estrelas pré-seqüência principal com massas determinadas, comparadas com a abundância cósmica de log N(Li)=3,31, marcada pela linha.

Keivan G. Stassun, Robert D. Mathieu, Luiz Paulo Ribeiro Vaz, Nicholas Stroud, e Frederick J. Vrb, em seu artigo de 2004, "Dynamical Mass Constraints on Low-Mass Pre Main-Sequence Stellar Evolutionary Tracks: an Eclipsing Binary in Orion with a 1.0 M_Sun Primary and a 0.7 M_Sun Secondary", The Astrophysical Journal Supplement Series, 151, 357, mostram que os modelos de pré-seqüência principal ainda não estão suficientemente calibrados com observações.

As regiões de formação estelar também apresentam nebulosas caracterizadas por espectro de emissão, jatos e ejeção bipolar, chamados de objetos de Herbig-Haro, em honra aos descobridores George H. Herbig (1920-2013) (1950, Astrophysical Journal, 111, 11) e Guillermo Haro (1913-1988) (1952, Astrophysical Journal, 115, 572). As estrelas T Tauri (massa < 2M_Sol) e Herbig-Haro (massa > 2M_Sol) emitem raio-X, indicando que a acreção se dá a altas taxas e que os campos magnéticos são intensos. Elas também têm alta taxa de rotação e são cromosfericamente ativas.

Dois objetos Herbig-Haro fotografados pelo Telescópio Espacial Hubble.

Isabelle Baraffe, Gilles Chabrier, France Allard e Peter H. Hauschildt, em seu artigo de 2003, "Evolutionary models for low-mass stars and brown dwarfs: uncertainties and limits at very young ages", Astronomy & Astrophysics, levam em conta os efeitos da atmosfera nos modelos de estrelas jovens (idade menor que 100 milhões de anos). Eles mostram que a transição estrela a anã-marrom ocorre em massa próxima de 0,075 massas solares, já que abaixo desta massa os objetos tornam-se parcialmente degenerados e sua produção de energia nuclear não é suficiente para compensar a perda de energia por radiação (L_Nuclear<L), de modo que eles nunca atingem a seqüência principal. Para que ocorra queima de deutério, a massa mínima é de 0,012 massas solares em seus modelos. Para abundâncias primordiais de ²D, uma estrela de 0,07M_Sol depleta seu deutério por uma fator de 100 em 3 milhões de anos, enquanto um objeto de 0,02_Sol leva 17 milhões de anos.

Simulações de Formação de Grupos de Estrelas na Universidade de Leicester

Simulações de Naoki Yoshida et al., Astrophysical Journal (2003, 2006, 2007), 2008 Science, 2009 das amplificações gravitacionais das pequenas flutuações de densidades, observadas na radiação de fundo do Universo, predizendo que objetos pequenos se formam antes (bottom-up). Nas simulações, as pequenas flutuações levam a condensações de nuvens moleculares nos halos de matéria escura e à formação das primeiras proto-estrelas, de 100 a 1000 massas solares, nos primeiros milhões de anos do Universo.

A função inicial de massa (IMF) que nos diz quantas estrelas de cada massa são formadas em um grupo de estrelas, parece ser uma relação universal, exceto em baixas massas, onde as condições locais (metalicidade, momento angular, momento magnético) influenciam o limite mínimo de fragmentação. É importante notar que relações logarítimicas, como a IMF, o decaimento da pressão e temperatura com a altura em uma atmosfera, a extinção de um feixe de luz, a lei exponencial do espectros de galáxias ativas e várias outras relações deste tipo conhecidas na natureza, são conseqüência direta de relações do tipo df/dx=a.x, onde a é uma constante e, portanto, devem ser universais. Estrelas Binárias Volta: Interiores Estelares Volta: Astronomia e Astrofísica