Evolução Estelar

Nascimento das Estrelas


 
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Nascimento Estelar

Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média.
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.

O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.

A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.

Nest estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).

Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.

Acaba de nascer uma estrela.

Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.

Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.

Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.

Projeto: Ensino de Física a distância
Desenvolvido por:  Carlos Bertulani