Nascimento de estrelas

Nascimento de estrelas Descrição da imagem LH_95.jpg. Tipos de objetos
Meio interestelar
Nuvem molecular Glóbulo
Bok
Nebulosa escura
Protostar estrela
variável do tipo T Tauri
Estrela pré-seqüência principal
Herbig estrela Ae / Be
objeto Herbig-Haro
Conceitos Teóricos
Função de massa inicial
Instabilidade gravitacional
Mecanismo de Kelvin-Helmholtz
Hipótese da nebulosa
Migração planetária

O nascimento de estrelas ou formação estelar , mesmo estelogênese ou estelogonia , é um campo de pesquisa da astrofísica , que consiste no estudo dos modos de formação de estrelas e sistemas planetários . As estrelas em formação são freqüentemente chamadas de "  estrelas jovens  ".

De acordo com o cenário atualmente aceito, confirmado por observação, as estrelas se formam em grupos a partir da contração gravitacional de uma nebulosa , uma nuvem de gás e poeira, que se fragmenta em vários núcleos protoestelares . Estes se contraem em seu centro formando uma estrela, enquanto o material na periferia é encontrado na forma de um envelope e um disco de acreção . O último geralmente desaparece com o tempo , mas enquanto isso os planetas podem se formar lá.

Problemático

A formação de estrelas é uma área de interesse, não só por causa dos fenômenos complexos e misteriosos que ali ocorrem, como o acúmulo e a ejeção de matéria ou a emissão de raios-X , mas também porque está ligada à "questão de origens ": compreender a gênese das estrelas e seus sistemas planetários nos ensina sobre a história do sistema solar e sobre a química inicial que ocorreu durante a formação da Terra e da Terra. surgimento da vida .

Dois métodos de estudo são usados ​​para entender a formação do sistema solar:

Apesar do grande número de estrelas jovens observáveis ​​hoje e dos avanços na simulação digital, as estrelas jovens ainda guardam muitos segredos:

Os processos envolvidos são numerosos e complexos, e certos fenômenos-chave ainda não foram dominados pelos físicos  :

Outros processos, embora mais bem compreendidos, ainda não estão acessíveis em toda a sua complexidade aos computadores atuais, como a transferência de radiação , necessária para deduzir a estrutura das estrelas estudadas a partir das propriedades da luz observada.

Finalmente, as regiões estelares mais próximas de formação estão localizados a uma distância típica de cerca de 100  pc (~326  al ), o que torna a observação direta de estrelas jovens e seu próximo ambiente extremamente difícil, a esta distância, a distância Terra-Sol, o astronômico unidade , não é resolvido nem mesmo pelos melhores telescópios de hoje - representa uma separação angular de 10  milissegundos de arco (mas) contra um poder de resolução típico de 100  mas no visível e próximo ao infravermelho .

História

O estudo da formação de estrelas, em sua forma moderna, é recente, mas as idéias principais remontam ao questionamento da visão aristotélica do mundo durante o Renascimento . Entre outros, Tycho Brahe ajudou a mudar a ideia da imutabilidade da abóbada celestial por sua demonstração do caráter translunar da supernova de 1572 e de um cometa que apareceu em 1577 , observando que um objeto próximo teria que mudar. de posição em relação ao fundo do céu dependendo do local de onde é observado (fenômeno de paralaxe ):

“Agora está claro para mim que não há esferas celestiais nos céus. Estas últimas foram construídas por autores para guardar as aparências, existindo apenas em seu imaginário, com o objetivo de permitir ao espírito conceber o movimento realizado pelos corpos celestes. "

- Tycho Brahe, De mundi aetheri recentioribus phaenomenis

Mas o grande avanço está acima de tudo no questionamento do geocentrismo com Copérnico , Galileu e Kepler com base, em particular, nas observações de Tycho Brahe: a descrição do movimento dos planetas é simplificada com uma visão heliocêntrica, por um lado , e, por outro lado, Galileu observa os satélites de Júpiter . A partir de então, a formação do sistema solar passou a ser objeto de estudo não mais teológico, mas científico . Descartes , em Tratado sobre o Mundo e a Luz (escrito no início da década de 1630, publicado postumamente em 1664 ), retomado por Kant em 1755 em sua Histoire générale de la nature et theory du ciel , conjecturou que o Sol e os planetas têm a mesma origem e formado a partir de uma única nebulosa que teria se contraído. Dentro dele, teria condensado o Sol no centro e os planetas em um disco nebular ao seu redor. Laplace pegou e melhorou o cenário em 1796  : a nebulosa solar primitiva vê sua rotação acelerar à medida que se contrai, o que produz um disco girando em torno de um núcleo denso em seu centro. Este disco, enquanto resfria, é a sede das instabilidades e se divide em anéis que posteriormente formam os planetas; o coração se torna o sol. No entanto, essa teoria se depara com um grande problema, a saber, que a conservação do momento angular prevê um Sol girando muito rápido.

A hipótese concorrente que o cenário catastrófico , sugerido por Buffon em sua História Natural ( XVIII th  século ), adquire uma certa popularidade no final do XIX °  século  ; postula que a passagem de uma estrela nas proximidades do Sol teria arrancado dele um filamento de matéria gerando os planetas. Foi assumido e formalizado por Jeffreys em 1918 . Posteriormente, essa hipótese se revelou duvidosa. Russell mostrou em 1935 que uma colisão com as velocidades estelares observadas, da ordem de algumas dezenas de km / s (tipicamente cem mil quilômetros por hora), não poderia permitir arrancar do Sol o material com momento angular suficiente. e Spitzer ( 1939 ) que o filamento de matéria supostamente obtido é instável. Esses estudos soaram como a sentença de morte para o cenário catastrófico e anunciaram um retorno à teoria nebular.

A meio do XX °  século marcou o início de uma visão moderna da gênese do sistema solar, em particular, e de formação de estrelas em geral, com a confirmação da teoria nebular. Na década de 40, Joy descobriu estrelas com comportamento "desviante" na nuvem escura de Touro e do Cocheiro  : de tipo espectral característico de estrelas frias e de massa muito baixa , apresentam linhas de emissão , de fortes variações de luminosidade e conexão clara com nebulosas de absorção ou emissão . Embora sua natureza não tenha sido compreendida no início, a descoberta finalmente traria grãos para moer, elementos observacionais , para a compreensão da formação de estrelas. Sua extrema juventude foi rapidamente sugerida por Ambartsumian no final dos anos 1940 , mas demorou algum tempo para ser confirmada e aceita, na década de 1960 . Um novo salto foi permitido pelo progresso dos detectores infravermelhos na década de 1960: Mendoza ( 1966 ) descobriu nessas estrelas um excesso significativo de infravermelho difícil de explicar apenas pelo fato da extinção (absorção da radiação pelo material à frente. -Plan, que é manifestado por um avermelhamento da luz); esse excesso foi interpretado como a presença de um disco protoplanetário se acumulando na estrela.

Essa hipótese foi confirmada na década de 1990 com a obtenção de imagens desses discos usando o telescópio espacial Hubble ( telescópio óptico localizado em órbita), o VLT em óptica adaptativa (telescópio de luz visível e infravermelho localizado no Chile ) e o ' interferômetro milimétrico Plateau de Bure (radiotelescópio localizado na França ). A óptica interferométrica permitiu, desde 1998, confirmar esses resultados em torno de outras estrelas jovens e medir o diâmetro aparente de dezenas de discos proto-planetários. Outras estruturas associadas a estrelas jovens, como jatos , foram fotografadas.

Cenário de formação de estrelas

De nebulosas a sistemas planetários

O cenário atual de formação de estrelas de baixa e média massa - até algumas massas solares, ou a grande maioria das estrelas, envolve a contração gravitacional de uma nebulosa e sua fragmentação, o que cria "núcleos protoestelares". No centro delas, forma-se uma estrela que cresce por acréscimo da matéria circundante; um disco de acreção e um envelope circunstelar acompanham esta estrela. A acumulação é acompanhada pela ejeção de uma parte significativa do material que cai sobre a estrela na forma de jatos de ejeção polar. No disco de acreção, os corpos são formados por agregação de poeira chamados planetesimais. Assim que uma massa crítica é alcançada, esses planetesimais, por sua vez, começam a acumular a matéria circundante para formar planetas. A acumulação na estrela e nos planetas, bem como a ejecção acabam por exaurir a matéria presente à volta da estrela: esta fica então "nua" e rodeada por um sistema planetário.

Os modos de formação de estrelas

A formação de estrelas é geralmente esquematizada por três modos principais:

  1. formação esporádica em pequenos sistemas, de uma a algumas estrelas;
  2. uma formação em grupos de estrelas de dez a cem membros, como na região de Touro e Cocheiro  ;
  3. Um treinamento aglomerados em nuvens moleculares gigantes, onde muitas estrelas nascem no sistema denso e gravitacionalmente ligadas, como em Orion B .

A diferença entre os dois primeiros modos e o terceiro se deve à densidade das estrelas que provavelmente influenciará o processo de formação estelar e as primeiras fases de sua evolução: em um aglomerado denso, a probabilidade de formação de estrelas massivas é alta, o que influenciam seu ambiente por meio de um intenso campo ultravioleta e da onda de choque no estágio de supernova , que pode ocorrer antes mesmo de estrelas de baixa massa no mesmo aglomerado terem terminado de se formar. Além disso, as interações dinâmicas que levam à destruição de discos protoplanetários , à criação e destruição de múltiplos sistemas ou à difusão de planetas em órbitas excêntricas são muito maiores durante a formação de aglomerados.

A separação entre esses três modos é arbitrária e a realidade oferece um continuum que vai da formação de sistemas de algumas estrelas à formação de centenas de milhares de estrelas em aglomerados globulares .

Evolução no diagrama Hertzsprung-Russell

As estrelas jovens no diagrama de Hertzsprung-Russell ocupam uma área acima da sequência principal . Estrelas de baixa massa - normalmente menos de 0,5 massas solares - terminam sua formação isotermicamente, enquanto estrelas de alta massa o fazem com brilho constante. Estrelas do tipo solar conhecem duas fases:

Estrelas jovens ocupam a mesma área do diagrama de Hertzsprung-Russell que estrelas evoluídas . Na ausência de observações que complementem a fotometria do visível e do infravermelho próximo, às vezes é impossível distingui-las desta última.

Formação de estrelas de baixa massa

A formação da grande maioria das estrelas, aquelas de massa solar ou de massa inferior, é dividida em quatro fases definidas pelas propriedades do espectro desses objetos.

No início de sua formação, as proto-estrelas são enterradas em um ambiente de gás e poeira (chamado de envelope) que impede a luz visível de nos atingir; esses objetos só podem ser observados no domínio das ondas de rádio - e dos raios X - que conseguem passar por esse envelope ( classe 0 ). Este estado é denominado glóbulo escuro . À medida que o envelope se afina ( classe I ) e depois desaparece ( classe II ), a radiação infravermelha (principalmente do disco de acreção ) e a radiação visível (da estrela) chegam até nós. Quando o disco de acreção encolhe e os planetas se formam ali, esse excesso de infravermelho diminui ( classe III ).

Essas classes de observação são definidas estatisticamente, as estrelas jovens sendo capazes de se desviar dessas classes por diferentes razões. Por exemplo :

Formação de estrelas de alta massa

A formação de estrelas de alta massa ocorre no coração de aglomerados muito densos, ou às vezes de forma isolada. Não está claro exatamente como uma estrela massiva é formada. Os modelos teóricos ainda não conseguiram explicar a existência de estrelas com mais de oito massas solares, o acréscimo de matéria sendo supostamente interrompido além dessa massa devido à pressão de radiação da protoestrela.

Suposição do modelo físico:

Suposição do modelo estatístico:

Incidências de estrelas massivas:

Nota: Os planetas não são observados em torno de estrelas massivas, já que o disco proto-planetário é varrido por fortes ventos da estrela central antes mesmo que os planetas pudessem se formar.

Olhar as estrelas em formação

Cenário atual de formação estelar de baixa massa e massa intermediária (a grande maioria):

Produtos de formação de estrelas

Função de massa inicial

A observação de estrelas em nosso ambiente próximo indica que a maioria são estrelas de baixa massa, mais baixas do que a do Sol, enquanto estrelas massivas são raras. A distribuição de massa das estrelas formadas é chamada de função de massa inicial e constitui um campo ativo de pesquisa em astrofísica: a observação em diferentes aglomerados de nossa Galáxia bem como em aglomerados extragaláticos (especialmente nas nuvens de Magalhães ) tende a indicar que esta distribuição é universal e segue a lei de Salpeter: o número de estrelas formadas entre as massas e é proporcional a .

Anãs marrons

A formação de estrelas não produz apenas estrelas: alguns objetos formados são muito pouco massivos (menos de 8% da massa do Sol) para serem capazes de iniciar reações nucleares e são chamados de anãs marrons por causa de sua baixa luminosidade, apenas devido ao calor produzido pela contração inicial.

O modo de formação dessas estrelas ainda permanece um mistério. A função de massa subestelar segue uma lei inversa à da função de massa inicial, ou seja, que anãs marrons menos massivas são produzidas em menos números do que anãs marrons mais massivas. Essa diferença, portanto, tende a indicar que o modo de formação das anãs marrons não é idêntico ao das estrelas. Mas a pequena proporção de anãs marrons em órbita estreita ao redor de uma estrela também parece invalidar a hipótese de uma formação do tipo planetário: na verdade, os planetas são formados a algumas dezenas de unidades astronômicas (no máximo) de "sua» estrela.

Objetos de massa planetária grátis

Também conjecturamos a formação de planetas "livres", ou seja, objetos de massa e características semelhantes aos planetas , mas formados da mesma forma que as estrelas - e não em um disco protoplanetário.

Notas e referências

  1. (em) "  Agora está bastante claro para mim que não há esferas sólidas nos céus, e aquelas que foram inventadas por autores para salvar as aparências, existem apenas em sua imaginação, com o propósito de permitir a mente para conceber o movimento que os corpos celestes traçam em seus cursos.  "
  1. (em) Evgeny Griv, "  Formação de uma estrela e planeta em torno dela através de uma instabilidade gravitacional em um disco de gás e poeira  " , Ciência planetária e espacial , Elsevier, vol.  55,2007, p.  547-568 ( resumo )
  2. (em) Mark R. Krumholz, "  Os grandes problemas na formação de uma estrela: A taxa de formação de estrelas, agrupamento estelar e a função de massa inicial  " , Physics Reports , Elsevier, vol.  539,2014, p.  49-134 ( resumo )
  3. (em) "  Astronomy Quotes  " em http://www.spacequotations.com
  4. Descartes 1664 , p.  279.
  5. Kant 1755 .
  6. Laplace 1796 .
  7. Leclerc 1778 .
  8. (em) Sun Jin, Tang Ge-shi e Zhang Yan-ping, "  Emissão de infravermelho e diagrama de HR da fonte de infravermelho distante brilhante na oficina de formação de estrelas  " , Chin. Astron. Astrophys , Elsevier, vol.  22, n o  21998, p.  179-191 ( resumo )
  9. (em) TN Rengarajan e YD Mayya, "  História de uma densidade de taxa de formação de estrelas e luminosidade de galáxias  " , Adances in space research , Elsevier, vol.  34, n o  3,2004, p.  675-678 ( resumo )

Bibliografia

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Livros

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Veja também

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