Nebulosas e a formação de estrelas

De onde vêm as estrelas?

De que são feitas?

Por que emitem luz?

As estrelas se formam a partir de nuvens moleculares no meio interestelar.

As nuvens moleculares são feitas principalmente de Hidrogênio molecular (H2)

A densidade típica de nuvens moleculares é de 100 partículas por cm3.

O diâmetro de nuvens moleculares gigantes pode ser de até 100 anos-luz - a distância Terra-Sol é de 8 minutos Luz.

No interior dessas nuvens há as regiões de formação estelar - nebulosas de formação estelar.

A nebulosa de formação estelar mais próxima do Sol é a nebulosa de Órion ( 1 300 anos-luz de distância )

Galáxia Redemoinho: Zonas avermelhadas brilhantes são regiões de formação estelar, cujo brilho se deve à presença de Hidrogênio quente e ionizado.

As nuvens moleculares contém hidrogênio molecular e também poeira. A partir das flutuações de densidade começa a ocorrer o colapso da matéria por causa da força gravitacional.

A explosão de uma supernova próxima pode ser a causa do colapso.

Vídeo 1 com ressalva.

O processo tem continuidade na fragmentação da nuvem, e em cada fragmento - durante o colapso – energia potencial gravitacional é convertida em energia térmica.

Os fragmentos passam a ser esferas quentes de gás em rotação, chamados protoestrelas

À protoestrela vai sendo acrescida matéria que estava em seu entorno.

A partir do momento em que pressão e temperatura no centro da protoestrela são suficientemente altas, nasce a ESTRELA.

Vídeo 2 com ressalva

As estrelas se formam em aglomerados, mas onde estão as companheiras do nosso Sol?

No núcleo da estrela, por sua temperatura e pressão elevadas, ocorre fusão nuclear.

4H+ = He2+

Da fusão dos 4 núcleos de H em um núcleo de He é liberada energia

E=m.c2

A liberação da energia se dá pelo fato da massa dos reagentes ser maior que a massa do produto final. A diferença de massa é o fator da energia.

A partir do início das reações nucleares a acresção de massa pára. A massa da estrela é que determinará o que acontecerá com ela daí pra frente.

Mas se temperatura e pressão no interior da protoestrela não forem suficientes para realizar fusão nuclear então temos uma ANÃ MARROM.

Há emissão de luz por parte da anã marrom, devido a sua temperatura elevada, mas não há reações nucleares em seu interior.

Cerca de 50 anãs-marrons na nuvem de Órion

Júpiter também emite mais radiação que recebe do Sol, mas não é considerado uma anã-marrom.

E s tá g io

T e m p oa p ro x im a d o a té op ró x im o e s tá g io

(a no s )

Tce nt ra l ( K ) Tsup e rf icia l ( K )D e ns i d a d e

ce n tra l( p a r t íc u la s/ m3)

D iâ m e tro(k m )

T ip o d eo b je to

1 2 x 106 10 10 109 1014 Nuveminterestelar

2 3 x 104 100 10 1012 1012 Nuvem

3 105 10,000 100 1018 1010 Nuvem/Proto-estrela

4 106 1,000,000 3000 1024 108 Proto-estrela

5 107 5 000 000 4000 1028 107 Proto-estrela

6 3 × 107 10,000,000 4500 1031 2 ×106 Estrela

7 1010 15 000 000 6000 1032 1,5 × 106Estrela naseqüênciaprincipal

veremos!

Um pouco de estrutura estelar

O Sol é uma estrela ordinária, como a maioria das que há por esse universo afora, se fatiássemos o Sol para análise, teríamos:

CAROÇO – onde ocorrem as reações nucleares que liberam energia

ZONA RADIATIVA - onde o transporte da energia liberada é feito por radiação

ZONA CONVECTIVA – onde o transporte da energia liberada é feito por convecção.

FOTOSFERA, CROMOSFERA e COROA – formam a atmosfera solar.

FOTOSFERA – a luz visível emitida emana da fotosfera, cuja temperatura é de 6000 K

CROMOSFERA – camada mais fina e mais quente de onde saem algumas da emissões de jatos de gás.

COROA – região responsável pelas ejeções mais violentas de massa.

Visão da cromosfera durante um eclipse solar.

Ejeção coronária de massa.