{"id":6450,"date":"2023-10-20T06:15:45","date_gmt":"2023-10-20T05:15:45","guid":{"rendered":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/?p=6450"},"modified":"2023-10-20T06:18:32","modified_gmt":"2023-10-20T05:18:32","slug":"novas-observacoes-confirmam-um-passo-importante-na-formacao-estelar","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/2023\/10\/20\/novas-observacoes-confirmam-um-passo-importante-na-formacao-estelar\/","title":{"rendered":"Novas observa\u00e7\u00f5es confirmam um passo importante na forma\u00e7\u00e3o estelar"},"content":{"rendered":"
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\"\"<\/a>
Impress\u00e3o art\u00edstica da geometria do disco de acre\u00e7\u00e3o em torno da estrela jovem e do vento do disco girat\u00f3rio. As regi\u00f5es do vento do disco que se deslocam na nossa dire\u00e7\u00e3o t\u00eam um desvio para o azul e s\u00e3o, por isso, coloridas a azul na imagem; as regi\u00f5es que se afastam de n\u00f3s t\u00eam um desvio para o vermelho (coloridas a vermelho).
Cr\u00e9dito: T. M\u00fcller, R. Launhardt (Instituto Max Planck de Astronomia)<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Novas observa\u00e7\u00f5es confirmaram um passo fundamental no processo de forma\u00e7\u00e3o estelar: um “vento c\u00f3smico” girat\u00f3rio feito de mol\u00e9culas, de import\u00e2ncia vital para que as nuvens de g\u00e1s em colapso se contraiam o suficiente para formar uma jovem estrela quente e densa. O resultado foi obtido a partir de observa\u00e7\u00f5es de r\u00e1dio, combinadas com uma an\u00e1lise sofisticada que permitiu aos astr\u00f3nomos sondar o fluxo de mat\u00e9ria em torno de uma jovem estrela na nuvem escura CB26 com mais pormenor do que nunca. O trabalho foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.<\/p>\n\n\n\n

As observa\u00e7\u00f5es efetuadas por Ralf Launhardt, l\u00edder de um grupo no Instituto Max Planck de Astronomia, e seus colegas, permitiram vislumbrar uma parte importante do cen\u00e1rio padr\u00e3o para a forma\u00e7\u00e3o de novas estrelas: um mecanismo que explica como as nuvens de g\u00e1s podem colapsar para dar origem a uma nova estrela, sem serem despeda\u00e7adas pela sua pr\u00f3pria rota\u00e7\u00e3o durante o processo.<\/p>\n\n\n\n

As novas estrelas formam-se quando o g\u00e1s de uma nuvem c\u00f3smica de hidrog\u00e9nio colapsa sob a sua pr\u00f3pria gravidade e a sua temperatura aumenta. A partir de um certo limiar de densidade e temperatura, d\u00e1-se a fus\u00e3o nuclear, com os n\u00facleos de hidrog\u00e9nio a fundirem-se para formar n\u00facleos de h\u00e9lio. A energia libertada por este processo \u00e9 o que faz as estrelas brilharem. Mas h\u00e1 uma complica\u00e7\u00e3o. Nenhuma nuvem de g\u00e1s no cosmos est\u00e1 perfeitamente im\u00f3vel – todas as nuvens giram pelo menos um pouco. Quando o g\u00e1s se contrai, essa rota\u00e7\u00e3o torna-se cada vez mais r\u00e1pida. Os f\u00edsicos chamam a isto “conserva\u00e7\u00e3o do momento angular”. Fora do \u00e2mbito da astronomia, este fen\u00f3meno \u00e9 conhecido, por exemplo, na patinagem art\u00edstica: quando uma patinadora art\u00edstica quer girar muito depressa, come\u00e7a uma rota\u00e7\u00e3o lenta com os dois bra\u00e7os e uma perna esticados. Depois, puxa os membros para junto do seu eixo de rota\u00e7\u00e3o e a velocidade de rota\u00e7\u00e3o aumenta consideravelmente.<\/p>\n\n\n\n

Um problema e a sua (potencial) solu\u00e7\u00e3o<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Para a forma\u00e7\u00e3o estelar, isto representa um potencial problema. A rota\u00e7\u00e3o r\u00e1pida implica for\u00e7as centr\u00edfugas, que atiram a mat\u00e9ria para longe do eixo de rota\u00e7\u00e3o. Num carrossel com baloi\u00e7os, isso faz parte da divers\u00e3o: \u00e0 medida que o carrossel gira, as cadeiras dos utilizadores, suportadas por correntes, s\u00e3o atiradas para fora. Para uma protoestrela, por outro lado, as for\u00e7as centr\u00edfugas podem ser fatais: se for expulso material suficiente \u00e0 medida que a nuvem colapsa e acelera a sua rota\u00e7\u00e3o, pode n\u00e3o sobrar o suficiente para formar uma protoestrela!<\/p>\n\n\n\n

Isto \u00e9 conhecido como o “problema do momento angular” da forma\u00e7\u00e3o estelar. Uma solu\u00e7\u00e3o te\u00f3rica para pelo menos uma grande parte do problema foi encontrada na d\u00e9cada de 1980. \u00c0 medida que mat\u00e9ria adicional cai sobre a protoestrela central nascente, forma-se o chamado disco de acre\u00e7\u00e3o: um disco plano e girat\u00f3rio de g\u00e1s e poeira, cuja mat\u00e9ria acabar\u00e1 por cair sobre a protoestrela no centro. A f\u00edsica por detr\u00e1s dos discos de acre\u00e7\u00e3o \u00e9 bastante complexa: parte do g\u00e1s no disco transforma-se em plasma, com os \u00e1tomos de hidrog\u00e9nio a separarem-se num eletr\u00e3o e num prot\u00e3o cada. \u00c0 medida que o plasma gira no disco, cria um campo magn\u00e9tico. Este campo, por sua vez, influencia o fluxo de plasma: uma pequena quantidade de plasma desloca-se ao longo das linhas do campo magn\u00e9tico. De vez em quando, as part\u00edculas de plasma \u00e0 deriva colidem com mol\u00e9culas (eletricamente neutras); o resultado \u00e9 que parte do g\u00e1s molecular \u00e9 tamb\u00e9m arrastado. Estas mol\u00e9culas formam um “vento de disco”, que pode retirar um momento angular consider\u00e1vel do disco. A perda de momento angular abranda a rota\u00e7\u00e3o, diminui as for\u00e7as centr\u00edfugas e pode resolver o problema do momento angular da protoestrela.<\/p>\n\n\n\n

Da hip\u00f3tese \u00e0 observa\u00e7\u00e3o<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Ao in\u00edcio, este cen\u00e1rio n\u00e3o era mais do que uma hip\u00f3tese plaus\u00edvel. Para um observador na Terra, uma estrutura como um disco de acre\u00e7\u00e3o, mesmo \u00e0 volta da estrela rec\u00e9m-formada mais pr\u00f3xima, \u00e9 de facto muito pequena. Foi por isso que foram precisos mais de 20 anos para os astr\u00f3nomos encontrarem evid\u00eancias tentadoras de rota\u00e7\u00e3o neste tipo de fluxo: em 2009, Ralf Launhardt e colegas do Instituto Max Planck de Astronomia conseguiram observar o fluxo de massa em torno de uma jovem estrela numa pequena nuvem de hidrog\u00e9nio com a designa\u00e7\u00e3o CB26. A menos de 460 anos-luz da Terra, CB26 \u00e9 um dos sistemas de disco mais pr\u00f3ximos conhecidos em torno de uma protoestrela.<\/p>\n\n\n\n

As observa\u00e7\u00f5es em quest\u00e3o s\u00e3o feitas com radiotelesc\u00f3pios que operam em comprimentos de onda milim\u00e9tricos, neste caso um conjunto de antenas chamado PdBI (Plateau de Bure Interferometer). Com efeito, estas antenas s\u00e3o combinadas de uma forma inteligente, de modo a atuarem como uma \u00fanica antena de r\u00e1dio muito maior. Os radiotelesc\u00f3pios deste tipo podem detetar radia\u00e7\u00e3o que \u00e9 caracter\u00edstica de diferentes tipos de mol\u00e9culas – neste caso, mon\u00f3xido de carbono (CO). Quando as mol\u00e9culas se aproximam ou se afastam do observador, essa radia\u00e7\u00e3o caracter\u00edstica \u00e9 deslocada para comprimentos de onda ligeiramente mais longos ou mais curtos (“efeito Doppler”), o que, por sua vez, permite aos astr\u00f3nomos seguir o movimento do g\u00e1s ao longo da linha de vis\u00e3o.<\/p>\n\n\n\n

As observa\u00e7\u00f5es de 2009 mostraram que o fluxo de g\u00e1s proveniente da jovem estrela estava de facto em movimento, e da forma correta que seria de esperar de um vento de disco girat\u00f3rio a remover momento angular. Mas n\u00e3o conseguiram fornecer pormenores suficientemente finos para permitir qualquer julgamento sobre a dist\u00e2ncia da estrela a que o vento foi lan\u00e7ado do disco – uma propriedade chave que determina a quantidade de momento angular que o fluxo de g\u00e1s pode transportar.<\/p>\n\n\n\n

Observando ventos de discos girat\u00f3rios<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Os novos resultados agora publicados confirmam este facto. Para este trabalho, Launhardt e colegas puderam efetuar observa\u00e7\u00f5es com uma resolu\u00e7\u00e3o angular muito mais elevada. Utilizaram uma configura\u00e7\u00e3o do PdBI em que as antenas de r\u00e1dio foram colocadas muito mais afastadas do que nas suas primeiras observa\u00e7\u00f5es. Tamb\u00e9m dispunham de um modelo f\u00edsico-qu\u00edmico sofisticado do disco, que lhes permitia distinguir entre as contribui\u00e7\u00f5es do disco e as contribui\u00e7\u00f5es do vento do disco. Tudo isto permitiu aos astr\u00f3nomos determinar as dimens\u00f5es do fluxo em forma de cone: perto do disco, a extremidade inferior do cone tem um raio de cerca de 1,5 vezes a dist\u00e2ncia Terra-Neptuno – mais do que suficiente para o vento do disco transportar muito momento angular! Esta foi a primeira vez que estas dimens\u00f5es foram determinadas diretamente a partir de imagens (reconstru\u00eddas).<\/p>\n\n\n\n

Com estas medi\u00e7\u00f5es, o argumento ficou claro: os ventos do disco podem de facto resolver a maior parte do problema do momento angular das protoestrelas. Launhardt e colegas puderam tamb\u00e9m comparar as suas medi\u00e7\u00f5es com reconstru\u00e7\u00f5es indiretas das dimens\u00f5es do vento do disco, em nove outros sistemas estrela-disco jovens que tinham sido publicados desde o artigo cient\u00edfico de 2009. A compara\u00e7\u00e3o mostra uma tend\u00eancia clara para o raio m\u00e9dio da \u00e1rea em que o vento do disco tem origem no disco ter crescido ao longo do tempo: no in\u00edcio, durante as primeiras dezenas de milhares de anos, h\u00e1 ventos do disco altamente concentrados, ao passo que ap\u00f3s cerca de um milh\u00e3o de anos, os ventos do disco s\u00e3o muito mais difusos.<\/p>\n\n\n\n

Os pr\u00f3ximos passos<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Os astr\u00f3nomos j\u00e1 est\u00e3o a planear as suas pr\u00f3ximas observa\u00e7\u00f5es de CB26. Entretanto, o PdBI foi melhorado. O novo observat\u00f3rio, agora com o nome NOEMA, tem 12 antenas em vez das 6 anteriores e permite configura\u00e7\u00f5es que podem revelar pormenores duas vezes mais pequenos do que o seu antecessor. Mas embora estes aperfei\u00e7oamentos sejam bastante promissores, o passo fundamental \u00e9 o que \u00e9 dado no presente artigo cient\u00edfico: uma confirma\u00e7\u00e3o s\u00f3lida de que os ventos do disco s\u00e3o, de facto, um factor importante para permitir a forma\u00e7\u00e3o de protoestrelas e para resolver o problema do momento angular.<\/p>\n\n\n\n

\/\/ Instituto Max Planck de Astronomia (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (Astronomy & Astrophysics)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Saiba mais:<\/h3>\n\n\n\n

CB26<\/strong>:
Cat\u00e1logo de discos circunstelares<\/a><\/p>\n\n\n\n

Forma\u00e7\u00e3o estelar:<\/strong>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

PdBI (Plateau de Bure Interferometer), agora NOEMA (Northern Extended Milimeter Array):<\/strong>
IRAM<\/a>
PdBI (Wikipedia)<\/a>
NOEMA (Wikipedia)<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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