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 10 109 1014 Nuvem interestelar 2 3 x 104 100 1012 Nuvem 3 105 10,000 1018 1010 Nuvem/Proto-estrela 4 106 1,000,000 3000 1024 108 Proto-estrela 5 107 5 000 000 4000 1028 6 3 × 107 10,000,000 4500 1031 2 ×106 Estrela 7 15 000 000 6000 1032 1,5 × 106 Estrela na seqüência principal *diâmetro do Sol=1,4 ×106 km, sistema solar=1,5 ×1010 km. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/