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Oficina de Astrofísica Básica

Marina Dal Ponte

Tamara Salvatori

Módulo I - Nascimento de Estrelas

Nascimento de Estrelas

O Módulo I abordará:

Nuvem de gás;

Protoestrela;

Estrutura das Estrelas.

Nascimento de Estrelas

Nuvem de gás

As estrelas se formam nointerior de nuvens molecularesgigantes, densas e muito frias.

Estas estrelas recentementeformadas são muito difíceis de seremobservadas devido à grande presençade poeira interestelar nas regiões emque elas são geradas. É por esta razãoque ainda temos dúvidas sobre oprocesso real que leva à formação deuma estrela. Figura 1. Nebulosa NGC 1999

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Nuvem de gás

Essas nuvens de gás, quando colapsam, formam estrelas.Temos duas forças atuando em sentidos contrários nesta nuvem degás que está contraindo: uma força de pressão interna que querfazer o gás se expandir e uma força gravitacional que continua afazer a esfera se contrair. São duas forças opostas competindo entresi!

Em algum momento a pressão exercida para fora pelaspartículas do gás que forma a esfera gasosa consegueequilibrar, aproximadamente. O puxão exercido para dentro pelaforça gravitacional procura comprimir cada vez mais o gás.

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Protoestrela:

Após o início do processo de contração gravitacional, parte danuvem que iniciou a contração fragmenta-se em pequenas nuvens. Cadauma destas pequenas nuvens possui massa suficiente para formar umaestrela. São estas pequenas nuvens que continuam a colapsar formandoos objetos que chamamos de protoestrelas. Esta também é a razão pelaqual sempre são formados grupos de estrelas e não estrelas isoladas.

Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonucleariniciam-se no centro da protoestrela. A protoestrela é agora consideradauma estrela jovem, já que sua massa não mais se altera e sua evoluçãofutura está definida.

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Estrutura das Estrelas

Equilíbrio Hidrostático: Équando a estrela mantêm estável oseu tamanho. Isso acontece com amaioria delas, inclusive o Sol!

Manter seu tamanho estávelsugere que a pressão no interiorda estrela é capaz decontrabalancear a pressãogravitacional da estrela (vide Figura2).

Figura 2. Exemplo de estrela em equilíbrio eletrostático

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Equilíbrio térmico: Équando a energia produzida naregião central da estrela devidoàs reações termonucleares éigual à energia que a estrelaperde na forma de radiaçãoeletromagnética (luz).

Figura 3. Exemplo de estrela em equilíbrio térmico

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Opacidade: Significa que aeficiência com a qual a energialiberada nas regiões centrais éirradiada para fora depende datransparência do meio gasoso nointerior da estrela à propagação daluz.

Figura 4. Exemplo de estrela com baixa e alta opacidades

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Transporte de Energia: Amaneira pela qual se dá o transportede energia do centro para foradetermina a temperatura externa daestrela e sua cor. Há três formas dese transportar energia de um ponto aoutro em um meio:condução, convecção e radiação.

Figura 5. Demonstração das diferentes formas de transporte de energia

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Produção de Energia: aenergia nas estrelas é produzidapor fusão termonuclear.

Durante a maior parte desua existência, ocorrem reaçõesde fusão de hidrogênio emhélio.

Figura 6. Demonstração da fusão nuclear

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Referências bibliográficas

Formação Estelar. Observatório Educativo Itinerante. Disponível em <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm >. Acesso Jul 2013.

Observatório Nacional. Como as Estrelas se formam? Disponível em <http://www.on.br/>.