é medida com precisão.
É bem sabido que quando uma enorme nuvem de gás é destruída por sua própria gravidade, uma criança em estrela pode se formar. O colapso gravitacional intensivo começa a customizar os processos de fusão, juntando mais matéria, e isso alimenta a estrela recém-nascida. Embora o processo geral seja bem estudado, os detalhes ainda não são considerados.
Por exemplo, um embrião em estrela crescendo dentro de uma nuvem de gás não “alimenta” diretamente da mesma nuvem. Independente da nuvem, as espirais da estrela infantil criam um disco quente rodopiante rápido. Assim, a estrela é alimentada por um disco, que por si só é alimentado pelo gás da nuvem circundante. Este disco age quase como uma mãe placenta. Não é a mãe em si, mas a placenta, que fornece nutrientes para o embrião em desenvolvimento.
Mas os astrônomos não podem determinar com precisão onde o disco termina em torno da estrela recém-nascida ("placenta") e onde começa o limite interno da nuvem de gás ("mãe"). Agora, os astrônomos que usam a Rede de Alcance Milimétrico Grande (Antena) de Atakam Grande (ALMA) viram este limite através da observação direta, que sem dúvida melhorará a modelagem estelar (e planetária). "Os discos ao redor das estrelas são os locais onde os planetas serão formados", disse Yusuke Aso, da Universidade de Tóquio, e principal autor de um artigo publicado no Astrophysical Journal (Astrophysical Journal). “Para entender o mecanismo de formação de disco, é necessário diferenciar o disco da casca externa e determinar com precisão a localização de sua borda”.
Ampliando oticamente uma protostar chamada TMC-1A, localizada a cerca de 450 anos-luz da Terra na constelação de Touro, a equipe da Aso conseguiu ver seu disco giratório interno (disco planetário) e diferenciou-o da nuvem que o alimentava. Para este estudo, a extrema precisão do ALMA na medição da distribuição de velocidade desempenhou um papel significativo.
No caso do TMC-1A, o limite de transição de um disco rotativo para o envelope de gás circundante foi medido em 90 a. e. (unidades astronômicas, onde 1 a.e. equivale à distância média da rotação da Terra ao redor do Sol) da estrela infantil central. Esta distância é três vezes maior que órbita de Netuno. Além disso, as observações do ALMA mostraram que o disco protoestar obedece ao movimento de Kepler. Ou seja, a estrela mais próxima da órbita se move mais rápido, enquanto o material adicional da órbita se move mais lentamente. Isso é importante: usando a velocidade de rotação do gás no disco, os pesquisadores conseguiram calcular a massa da estrela infantil. Esta “criança estrela” pesa cerca de 0,68 (68% ou cerca de dois três) a massa do nosso Sol. Além disso, eles foram capazes de trazer a velocidade na qual a matéria cai do disco para a estrela - um milionésimo da massa do Sol cai no TMC-1A a cada ano a uma velocidade de 1 quilômetro por segundo.
Curiosamente, esta massa no outono desenvolve uma velocidade muito menor do que se poderia esperar se o gás caísse à velocidade da queda livre (isto é, nada impede o fluxo).
"Esperamos que, à medida que a estrela infantil cresça, a fronteira entre o disco e a área de precipitação se mova para fora", disse Aso. “Estamos confiantes de que as futuras observações do ALMA mostrarão essa evolução.”
Assim, os astrônomos fizeram a ultrassonografia interestelar de uma estrela, que está em processo de crescimento dentro de sua sala de estrelas, revelando detalhes sem precedentes sobre como as estrelas proto-estrelas são formadas.
