Formação Estelar

Tauã I. de Lucena Rasia

Meio Interestelar• Rico em gás, poeira e outros materiais, sendo um local

prolífico para o nascimento de novas estrelas. • Temperatura varia conforme a proximidade de uma

estrela ou qualquer tipo de fonte de radiação. A média é de ~ 100 K (-173°C).

• A densidade é extremamente baixa: em média 106 átomos por m3, apenas 1 átomo por cm3.

Meio Interestelar

Nebulosa Escura BARNARD 33 (Cabeça de Cavalo) e NGC 2023 (Nebulosa de Órion)

Nuvens Moleculares Gigantes

• A quantidade de gás do meio interestelar diminui continuamente com o tempo pois novas gerações de estrelas se formam a partir do colapso de nuvens moleculares gigantes.

• É em núcleos de elevada densidade (os "grumos") nestes complexos que se encontram as jovens estrelas em formação, rodeadas de enormes casulos de gás e poeiras que obscurecem por completo a estrela nascente

Nuvens Moleculares Gigantes

Nuvens Moleculares

Sol

Raio aprox. 1017 cm aprox. 1011 cm

Densidade média 104 / cm³ 1024 / cm³

Temperatura média aprox.

10 – 30 K 107 K

Mnuvem > 1Msol

Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/evol/node55.htm

Nuvens Moleculares Gigantes

Foto em cor falsa obtida no telescópio de 3,5m do

European Southern Observatory da nuvem

molecular Barnard 68

Foto óptica do telescópio de 8,2m

Contração e Colapso Gravitacional

Aumenta a densidade, enquanto gera colisões e atrito elevando, assim, a temperatura

Glóbulos de Bok absorvendo luz no centro da nebulosa de emissão e região de formação estelar NGC 281

|---------------------------- > 0,1 al -----------------------------|

Fragmentação

- Se o colapso for adiabático a fragmentação não ocorre.

- A fragmentação só ocorre se o colapso for aproximadamente isotérmico, isto é, se a nuvem irradiar a energia gravitacional do colapso.

Disco Proto-estelar

• O processo de contração acaba gerando gravidade e atraindo mais matéria num processo irreversível.

• Deste processo surge também movimento de rotação. A partir daí surge uma forma achatada: Disco Proto-estelar.

Disco Proto-estelar

Reações Nucleares

• Quando T ~ 106 107 °C gera reações nucleares (radiação).• A radiação faz com que a contração pare.• A proto-estrela torna-se uma estrela da seqüência principal.

Fonte: http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/artigos/ventos.html

Estrelas com grande massa são mais raras.

Estas consomem maior quantidade de átomos nas fusões, portanto duram menos tempo.

Alpha piscis austrinus (Fomalhaut): estrela jovem com disco proto-planetário

Objeto 51 da Constelação de Ofiuco.

Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/

Evolução de uma pré-estrela do tipo solarEstágio Tempo aproximado até o

próximo estágio (anos)Tcentral (K) Tsuperficial (K) Densidade

central (partículas/m3)

Diâmetro* (km)

Tipo de objeto

1 2 x 106 10 10 109 1014 Nuvem interestelar

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 × 106 Estrela na seqüência principal

*diâmetro do Sol=1,4 ×106 km, sistema solar=1,5 ×1010 km.

Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/