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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.
As estrelas, astros com luz própria, sempre foram objeto de inspiração e muita curiosidade
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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Como referenciar
Porto Editora – formação das estrelas na Infopédia [em linha]. Porto: Porto Editora. [consult. 2022-08-11 10:07:40]. Disponível em

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