Protoestrela
Uma Proto-estrela é um periodo após a nuvem de hidrogênio, quando hélio e poeira começam a se contrair e encontra-se antes da estrela alcançar a seqüência principal.
Proto-estrelas de massa próxima ao do Sol tipicamente leva 10 milhões de anos para evoluir de uma nuvem condensada para a seqüência principal. Uma pro-estrela de 15 massas solares evolui muito mais rapidamente, tipicamente leva somente 100.00 anos para alcançar a seqüência principal. Uma pro-estrela forma-se por contração em dentro de um nuvem moléculas gigante no meio inter-estelar. Observações revelam que uma nuvem gigante molecular está em um estado de equilíbrio dinâmico— como um todo, a energia de ligação gravitacional da nuvem é balanceado pela energia cinética da moléculas constituintes da nuvem.
Qualquer perturbação poderia abalar este estado de equilíbrio. Exemplos destes perturbações são ondas de choque de supernovas, ondas de densidade espiral em dentro das galáxias e a aproximação ou colisão com outras nuvens. Qualquer que seja a fonte do distúrbio, se ela é suficientemente forte para provocar que a força da gravidade se torne maior que a energia cinética em uma região particular da nuvem.
O físico Britânico Sir James Jeans considerou o fenômeno acima em detalhes. Ele foi capaz de mostrar que, sobre apropriada condições, uma nuvem, ou parte dela, poderia iniciar a contração como descrito acima. Ele derivou uma formula para calcular a massa e tamanho que uma nuvem deveria alcançar em função de sua densidade e temperatura antes da contração gravitacional poder começar. Esta massa critica é conhecida como massa Jeans. Sendo dado pela formula abaixo:
onde n é número de densidade da particular, m é a média das partículas de gás T é a temperatura do gás.
Fragmentação
As estrelas são freqüentemente encontradas em grupos conhecidos como cluster os quais parecem terem sido formados ao mesmo tempo. Isto pode ser explicado se presumirmos que a contração da nuvem não se deu de modo tão uniforme. De fato, como foi primeiro salientado por Richard Larson, a nuvem molecular gigante na qual a estrela foi formada foi observado universalmente terem velocidade turbulenta constatada em todas escalas em dentro da nuvem. Esta velocidade de turbulência comprime o gás na nuvem através de ondas de choque as quais geram filamentos e estruturas agrupadas em dentro da nuvem molecular gigante sobre um larga faixa de dimensões e densidades. Este processo é designado como fragmentação turbulenta. Algumas estruturas agrupadas irão exceder a massa de Jeans e se tornaram gravitacionalmente instáveis, e devem novamente se fragmentar para formar um sistema estrelar simples ou múltiplo.
Qualquer que seja a razão, a nuvem se fragmenta em porções menores, áreas densas as quais por sua vez se quebram em áreas menores ainda – o resultado obtido é um aglomerado de pro-estrelas. Isto certamente concorda com as observações de que aglomerados estelares são comuns.
Aquecendo-se por causa da energia gravitacional
Como a nuvem continua a se contrair ela começa a aumentar em temperatura. Isto não e causado pela reação nuclear mas pela conversão da energia gravitacional para energia cinética. Como uma partícula (átomo ou molécula) diminui sua distancia do centro do fragmento em contração, isto ira resultar em uma diminuição da sua energia gravitacional. A energia total da partícula deve permanecer constante, então a redução da energia gravitacional deve ser acompanhada pelo um aumento da energia cinética da partícula. Isto pode ser expresso como um aumento na energia cinética térmica, ou temperatura, da nuvem. Quanto mais a nuvem contrai, mais a temperatura aumenta.
Colisões entre moléculas freqüentemente as colocam em um estado exatidão no qual elas devem emitir radiação para que este estado decaia. A radiação é freqüentemente de uma freqüência característica. Quando a temperatura é de 10 a 20 kelvins esta radiação encontra-se na faixa das micro-ondas ou infravermelho. A maior parte desta radiação ira escapar prevenindo o rápido aumento na temperatura da nuvem.
À medida que a nuvem contrai a densidade das moléculas aumenta. Isto ira eventualmente tornar mais difícil a radiação emitida escapar. Devido a isto, o gás se tornar opacos a radiação e a temperatura em dentro da nuvem ira aumentar rapidamente.
O facto de a nuvem ser tornar opaca para a radiação infravermelho torna difícil para nos as observar diretamente o que está acontecendo. Nós devemos procurar radiação radio de comprimento de onda maior que escapa mesmo de nuvens densas. Alem disto, teoria e modelagem de computado são necessárias para compreender esta fase.
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