Slide 1 - if

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
Mnuvem > 1Msol
Nuvens
Moleculares
Sol
Raio
aprox. 1017 cm
aprox. 1011 cm
Densidade média
104 / cm³
1024 / cm³
Temperatura média
aprox.
10 – 30 K
107 K
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
|---------------------------- > 0,1 al -----------------------------|
Glóbulos de Bok absorvendo luz no centro da nebulosa de emissão e
região de formação estelar NGC 281
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.
Estrelas com grande
massa são mais
raras.
Estas consomem
maior quantidade de
átomos nas fusões,
portanto duram
menos tempo.
Fonte: http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/artigos/ventos.html
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 solar
Estágio
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
7
1010
15 000 000
6000
1032
1,5 × 106
Estrela
Estrela na seqüência
principal
*diâmetro do Sol=1,4 ×106 km, sistema solar=1,5 ×1010 km.
Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/