{"id":147184,"date":"2020-02-27T09:20:09","date_gmt":"2020-02-27T11:20:09","guid":{"rendered":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/?p=147184"},"modified":"2020-02-27T09:20:09","modified_gmt":"2020-02-27T11:20:09","slug":"formacao-de-estrelas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/formacao-de-estrelas","title":{"rendered":"Forma\u00e7\u00e3o de Estrelas"},"content":{"rendered":"

A forma\u00e7\u00e3o de estrelas<\/strong> \u00e9 um processo complexo, que sempre produz um disco protoplanet\u00e1rio gasoso ao redor da jovem estrela.<\/p>\n

A forma\u00e7\u00e3o de estrelas \u00e9 o processo pelo qual uma nuvem escura e fria de g\u00e1s e poeira \u00e9 transformada em uma estrela brilhante com uma temperatura superficial entre 2.700 a 50.000 \u00b0 C).<\/p>\n

Muitas regi\u00f5es da Via L\u00e1ctea est\u00e3o cheias de nuvens frias de g\u00e1s que come\u00e7am a se contrair, sob certas condi\u00e7\u00f5es, como resultado de sua pr\u00f3pria atra\u00e7\u00e3o gravitacional. Quando uma dessas nuvens se contrai, ela esquenta e tende a se tornar esf\u00e9rica. O aquecimento, no entanto, produz press\u00e3o no g\u00e1s que neutraliza a contra\u00e7\u00e3o e, eventualmente, a contra\u00e7\u00e3o pode ocorrer se a gravidade e a press\u00e3o do g\u00e1s se equilibrarem.<\/p>\n

Se a nuvem estiver quente o suficiente para iniciar as rea\u00e7\u00f5es de fus\u00e3o termonuclear no centro, ela poder\u00e1 se sustentar contra sua pr\u00f3pria gravidade por um longo tempo. Essa nuvem \u00e9 ent\u00e3o chamada de estrela.<\/p>\n

O que \u00e9 forma\u00e7\u00e3o de estrelas?<\/strong><\/p>\n

A forma\u00e7\u00e3o de estrelas \u00e9 o processo no qual grandes nuvens de g\u00e1s no espa\u00e7o colapsam e formam uma nova estrela.<\/p>\n

O tamanho da estrela que se forma determina o que acontecer\u00e1 com a estrela depois que ela morrer.<\/p>\n

Durante suas vidas, as estrelas emitem constantemente calor, luz e energia do processo de fus\u00e3o nuclear que ocorre dentro delas. O sol \u00e9 um exemplo perfeito de uma estrela claramente vis\u00edvel da Terra.<\/p>\n

Est\u00e1 perto o suficiente para parecer grande, mesmo que seja apenas uma estrela de tamanho m\u00e9dio, e seu calor e luz permitem que plantas e animais do planeta prosperem.<\/p>\n

Para que ocorra a forma\u00e7\u00e3o de estrelas, a press\u00e3o dentro de uma nuvem de g\u00e1s deve ser muito fraca para suportar a nuvem.<\/p>\n

Massa de jeans \u00e9 um termo para a massa que uma nuvem espec\u00edfica deve atingir antes de entrar em colapso. Quando essa massa \u00e9 atingida, a nuvem entra em colapso devido ao seu pr\u00f3prio peso e grupos menores de g\u00e1s se rompem. Esses aglomerados t\u00eam uma for\u00e7a gravitacional e come\u00e7am a atrair mais g\u00e1s e part\u00edculas de poeira flutuando ao seu redor.<\/p>\n

Esse processo continua at\u00e9 que material suficiente tenha sido puxado, criando uma protoestrela.<\/p>\n

A protoestrela continua a crescer e o processo de forma\u00e7\u00e3o de estrelas continua at\u00e9 atingir o ponto em que a fus\u00e3o nuclear come\u00e7a. Os n\u00facleos de \u00e1tomos no protoestrela s\u00e3o for\u00e7ados juntos e se fundem, liberando energia.<\/p>\n

O processo de forma\u00e7\u00e3o de estrelas \u00e9 conclu\u00eddo e a estrela atingiu a parte principal de sua vida.<\/p>\n

A nova estrela continuar\u00e1 produzindo calor, luz e energia at\u00e9 que n\u00e3o consiga mais manter o equil\u00edbrio entre sua pr\u00f3pria atra\u00e7\u00e3o gravitacional interna e a expans\u00e3o externa de g\u00e1s.<\/p>\n

O tamanho da estrela, controlado principalmente pela for\u00e7a de sua for\u00e7a gravitacional e sua massa total durante a forma\u00e7\u00e3o da estrela, determina o que acontece com ela na sua morte.<\/p>\n

Quando a estrela atinge a velhice, ela se expande para formar um gigante vermelho. Essa expans\u00e3o ocorre quando uma estrela est\u00e1 perdendo a batalha para manter seu equil\u00edbrio e equil\u00edbrio, e eventualmente se encolher\u00e1 em uma estrela an\u00e3 branca ou formar\u00e1 um buraco negro. As an\u00e3s brancas est\u00e3o esfriando lentamente, mas ainda emitem luz.<\/p>\n

Pensa-se que a forma\u00e7\u00e3o de um buraco negro, formado a partir da morte de estrelas extremamente grandes, seja causada pelo colapso da estrela em si mesma.<\/p>\n

Os buracos negros ainda s\u00e3o em grande parte um mist\u00e9rio, e os cientistas t\u00eam muito a aprender sobre eles e como eles funcionam.<\/p>\n

Forma\u00e7\u00e3o estelar<\/strong><\/p>\n

As estrelas se formam dentro de concentra\u00e7\u00f5es relativamente densas de g\u00e1s e poeira interestelar, conhecidas como nuvens moleculares.<\/p>\n

Essas regi\u00f5es s\u00e3o extremamente frias (temperatura de entre -253.15 e -263.15 Grau Celsius, logo acima do zero absoluto). A essas temperaturas, os gases se tornam moleculares, significando que os \u00e1tomos se unem. CO e H2 s\u00e3o as mol\u00e9culas mais comuns em nuvens de g\u00e1s interestelares.<\/p>\n

O frio profundo tamb\u00e9m faz com que o g\u00e1s se acumule a altas densidades. Quando a densidade atinge um certo ponto, as estrelas se formam.<\/p>\n

Como as regi\u00f5es s\u00e3o densas, s\u00e3o opacas \u00e0 luz vis\u00edvel e s\u00e3o conhecidas como nebulosa escura. Como eles n\u00e3o brilham pela luz \u00f3ptica, devemos usar radiotelesc\u00f3pios e radiotelesc\u00f3pios para investig\u00e1-los.<\/p>\n

A forma\u00e7\u00e3o de estrelas come\u00e7a quando as partes mais densas do n\u00facleo da nuvem colapsam sob seu pr\u00f3prio peso\/gravidade. Esses n\u00facleos normalmente t\u00eam massas em torno de 104 massas solares na forma de g\u00e1s e poeira.<\/p>\n

Os n\u00facleos s\u00e3o mais densos que a nuvem externa e, portanto, entram em colapso primeiro. \u00c0 medida que os n\u00facleos colapsam, eles se fragmentam em grupos com cerca de 0,1 parsecs de tamanho e 10 a 50 massas solares em massa. Esses aglomerados se transformam em protoestrelas e todo o processo leva cerca de 10 milh\u00f5es de anos.<\/p>\n

Resumo<\/strong><\/p>\n

As estrelas come\u00e7am suas vidas em nuvens moleculares, vastos reservat\u00f3rios de g\u00e1s e poeira, dos quais existem muitos em nossa gal\u00e1xia.<\/p>\n

Nas \u00faltimas duas d\u00e9cadas, aprendemos que a forma\u00e7\u00e3o de estrelas envolve n\u00e3o apenas a acumula\u00e7\u00e3o, ou o influxo, de mat\u00e9ria, mas tamb\u00e9m o fluxo de sa\u00edda.<\/p>\n

As sa\u00eddas de estrelas jovens assumem muitas formas e s\u00e3o vis\u00edveis atrav\u00e9s do espectro eletromagn\u00e9tico, das ondas de r\u00e1dio ao ultravioleta. Quando o Sol tinha apenas um milh\u00e3o de anos e antes da Terra se formar, tamb\u00e9m teria produzido esses jatos de mat\u00e9ria que se estendiam por longas dist\u00e2ncias de v\u00e1rios anos-luz.<\/p>\n

Compreender como uma estrela nasce \u00e9 importante n\u00e3o apenas em si, mas porque nos fala sobre as condi\u00e7\u00f5es que d\u00e3o origem a sistemas planet\u00e1rios como o nosso.<\/p>\n

O estudo da forma\u00e7\u00e3o de estrelas fez avan\u00e7os enormes nas \u00faltimas d\u00e9cadas por v\u00e1rias raz\u00f5es. A nova instrumenta\u00e7\u00e3o est\u00e1 nos permitindo observar os viveiros estelares, as nuvens escuras e empoeiradas que permeiam a Via L\u00e1ctea e revelando pela primeira vez os v\u00e1rios est\u00e1gios envolvidos. Ao mesmo tempo, o aumento do poder computacional nos permitiu simular realisticamente o nascimento estelar.<\/p>\n

No lado observacional, nossos esfor\u00e7os concentraram-se na compreens\u00e3o do fen\u00f4meno das sa\u00eddas de estrelas jovens. Como a forma\u00e7\u00e3o estelar envolve o colapso gravitacional de nuvens de g\u00e1s e poeira, \u00e9 claro que est\u00e1 associada ao “influxo” de mat\u00e9ria. Paradoxalmente, no entanto, parece que essas entradas n\u00e3o podem ocorrer sem a expuls\u00e3o, isto \u00e9, vaz\u00e3o, de material tamb\u00e9m. N\u00e3o se sabe como as sa\u00eddas s\u00e3o geradas, mas elas podem ser um meio de remover o momento angular do sistema, permitindo que mais material seja acumulado na estrela rec\u00e9m-nascida.<\/p>\n

As sa\u00eddas s\u00e3o vis\u00edveis em uma variedade de comprimentos de onda e s\u00e3o encontradas como tendo componentes moleculares, at\u00f4micos e ionizados. Eles s\u00e3o mais dram\u00e1ticos nas fases iniciais do processo de forma\u00e7\u00e3o de estrelas, quando uma estrela como o nosso Sol tem apenas 100.000 anos (comparada com a idade atual do Sol de 5 bilh\u00f5es de anos).<\/p>\n

Ent\u00e3o, a jovem estrela ejeta enormes jatos de g\u00e1s que se estendem por v\u00e1rios anos-luz e sinalizam seu nascimento.<\/p>\n

Frequentemente, observa-se que os discos envolvem novas estrelas, que, em muitos casos, acreditamos que formar\u00e3o sistemas planet\u00e1rios como o nosso. Como discos e jatos parecem estar indissociavelmente vinculados, as teorias atuais concentram-se em entender como esses discos podem gerar jatos.<\/p>\n

\"\"Forma\u00e7\u00e3o de estrelas<\/strong><\/p>\n

Fonte:<\/strong> abyss.uoregon.edu\/www.astro.umass.edu\/courses.lumenlearning.com\/www.wisegeek.org\/spacetelescope.org\/www.atnf.csiro.au\/ircamera.as.arizona.edu\/www.dias.ie<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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