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    Como girar um disco ao redor de jovens protoestrelas

    A nuvem molecular Perseus abriga muitas regiões de formação de estrelas jovens. Crédito:Adam Block e Sid Leach Mount Lemmon Sky Center University of Arizona

    Como estrelas e planetas se formam? Os cientistas estão agora um passo mais perto de definir as condições para a formação de discos proto-estelares. As observações de três sistemas nos estágios iniciais da formação de estrelas na nuvem Perseus revelaram que o perfil do momento angular nesses sistemas está entre o esperado para um corpo sólido e turbulência pura, indicando que a influência do núcleo se estende mais longe do que se pensava anteriormente. Essas descobertas podem levar a condições iniciais mais realistas para simulações numéricas da formação do disco.

    Os principais passos da formação de estrelas e planetas são bem compreendidos:um denso, a nuvem interestelar entrará em colapso sob sua própria gravidade; um núcleo central forma-se assim como um disco proto-estelar devido à conservação do momento angular; finalmente, depois de cerca de 100, 000 anos ou mais, a estrela se tornará densa o suficiente para iniciar a fusão nuclear em seu centro e então começará a brilhar, enquanto no disco, planetas se formarão. Mas ainda há muitas questões em aberto sobre os detalhes desse processo, por exemplo. qual é o papel do momento angular na formação do disco ou como o disco circunestelar reúne a maior parte de sua massa?

    Uma equipe internacional de cientistas liderada pelo Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) agora observou três das fontes proto-estelares mais jovens na nuvem molecular de Perseus. Essas fontes estão próximas da borda no plano do céu, permitindo um estudo da distribuição de velocidade da nuvem densa.

    "Esta é a primeira vez que fomos capazes de analisar a cinemática do gás em torno de três discos circunstelares em estágios iniciais de sua formação, "afirma Jaime Pineda, que liderou o estudo no MPE. "Todos os sistemas podem ser ajustados com o mesmo modelo, o que nos deu a primeira dica de que as nuvens densas não giram como um corpo sólido. "A rotação de um corpo sólido é a suposição mais simples, que descreve o gás na nuvem densa com uma velocidade angular fixa em qualquer raio dado. O modelo que melhor descreve todos os três sistemas está entre aqueles esperados para a rotação do corpo sólido e turbulência pura.

    Além disso, ao comparar essas observações com modelos numéricos anteriores, é claro que os campos magnéticos desempenham um papel na formação desses discos:"Se um campo magnético for incluído, ele garante que o colapso não seja muito rápido e que a rotação do gás corresponda à observada, "explica Pineda." Nossas últimas observações nos dão um limite superior para o tamanho do disco, que estão em grande concordância com estudos anteriores. "

    Em particular, o momento angular específico do material em queda está diretamente relacionado ao raio Kepleriano máximo possível do disco proto-estelar. Supondo uma massa estelar de cerca de 5% da massa do nosso Sol, os cientistas estimam que o limite superior do disco Kepleriano é de cerca de 60 unidades astronômicas, ou cerca do dobro do tamanho do nosso sistema planetário, de acordo com estimativas anteriores. Isso sugere que discos grandes (maiores que 80 UA) não podem ser formados no início da vida de uma estrela, e, portanto, afeta o ponto de partida para os cenários de formação de planetas.

    O próximo passo para os astrônomos será observar tais sistemas em vários estágios de sua evolução e em diferentes ambientes para verificar se eles influenciam o perfil de momento angular específico. Essas descobertas podem então ser incorporadas ou comparadas com simulações numéricas para entender melhor a coevolução do núcleo denso que forma uma estrela e os planetas formadores do disco circunstelar.


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