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formação das estrelas

Considerando a hipótese inicial de que existem nuvens de gases e pó, e que as estrelas se formam a partir delas, o processo, tal como se entende hoje, pode descrever-se da seguinte maneira:
Numa nuvem gasosa suficientemente isolada e com pouca consistência e fria, que gire lentamente, a força dominante é a atração gravitatória mútua entre as partículas constituintes. Esta força atrativa (gravidade) aumenta proporcionalmente à massa e inversamente ao quadrado da distância entre as partículas, e tende a concentrar a nuvem. A segunda força existente na nuvem deve-se ao movimento das suas partículas, tanto maior quanto maior for a temperatura da nuvem.
Este movimento é uma manifestação da energia interna na nuvem e tende a desagregá-la, em consequência dos choques e da agitação química contínua das partículas constituintes. A força centrífuga, existente na nuvem em consequência do seu movimento de rotação, tem, também, tendência para separar os seus constituintes.
Para dispersar a nuvem é necessária energia suficiente. Se esta ultrapassar o valor denominado energia potencial gravitatória, a nuvem desagrega-se completamente.
Para que a massa se condense e forme uma estrela à custa da gravidade, é necessário que a energia interna inicial da nuvem seja inferior à energia potencial gravitatória. Se se verificar esta condição, a nuvem contrair-se-á por si própria, denominando-se este processo por colapso gravitatório.
Nas nuvens observadas, a temperatura é muito baixa e a densidade muito pequena (alguns átomos por cm3). Nestas condições, seria impossível a condensação de uma nuvem com uma massa inferior a mil vezes a do Sol, mas há poucas nuvens tão grandes. Existem, contudo, diversos mecanismos externos à nuvem que a obrigam a comprimir-se, aumentando então a sua densidade e podendo, a partir daí, comprimir-se pela sua própria gravidade. Por outro lado, a nuvem original, ao contrair-se, divide-se em várias porções, originando-se assim, não um, mas todo um conjunto de estrelas, denominado cúmulo de estrelas. Noutros casos, quando a nuvem é pequena, pode originar-se uma estrela e vários planetas, ou uma estrela múltipla rodeada de planetas.
No início do colapso gravitatório diminui a temperatura ao aumentar a densidade, porque a nuvem é transparente às radiações internas, que se escapam esfriando a massa. Quando a densidade atinge um valor suficiente, torna-se opaca às suas próprias radiações e começa a aquecer.
Como a porção central da nuvem está submetida a uma força de gravidade maior, a massa concentra-se muito mais nesse local que em qualquer outro. Surge então um núcleo denso e quase estável que é a protoestrela ou embrião estelar. Sobre ela vai caindo a matéria menos densa da nuvem e vai aumentando a sua temperatura. Nesta fase, a radiação emitida pelo núcleo é grande, mas é absorvida em grande quantidade pela nuvem que a rodeia, muito mais fina e, portanto, só se liberta uma pequena parte. Com o tempo, a camada gasosa envolvente vai-se rarefazendo, devido à queda contínua de material sobre a protoestrela e torna-se transparente, mostrando o núcleo como uma estrela avermelhada e grande nos primeiros tempos da sua juventude.
Este processo é confirmado experimentalmente pela existência de associações estelares, que são concentrações nas quais abundam estrelas do grupo O e B, muito quentes e luminosas, de grande massa e luz azulada. Na nossa galáxia, Via Láctea, têm-se descoberto nuvens escuras e densas que emitem radiações na banda dos infravermelhos, o que significa que atualmente estão em formação proto-estelar.

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