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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