Nebulosas e a formação de estrelas - if

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.c
2
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
Tem po
De ns ida de
a p r o x im a d o a té To
D iâ m e tr o T ip o d e
(l K ) Tsu p e rf icia(lK )
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o b je to
3/)m
(
p
a
r
t
íc
u
la
s
(a n o s )
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/Pro
to-estrela
4
106
1,000,000
3000
1024
108
Protoestrela
5
107
5 000 000
4000
1028
107
Protoestrela
6
3 × 107
10,000,000
4500
1031
2 ×106
Estrela
6000
32
7
10
10
15 000000
10
6
1,5 × 10
Estrela na
seqüência
principal
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.
Visão da cromosfera durante
um eclipse solar.
Ejeção coronária de
massa.
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.