A vida de uma estrela
Novas estrelas se formam a partir de grandes e frias (10 kelvins) nuvens de poeira e gás (principalmente hidrogênio) que se encontram entre as estrelas existentes em uma galáxia.
1.Geralmente, ocorre algum tipo de perturbação da gravidade da nuvem, como a passagem de uma estrela em suas proximidades ou a onda de choque da explosão de uma supernova.
2.A perturbação faz com que grumos se formem no interior da nuvem.
3.Os grumos entram em colapso entre si, arrastando junto o gás pela gravidade.
4.O colapso do grumo causa compressão e aquecimento.
5.Após o colapso, o grumo começa a girar e a se achatar em um disco.
6.O disco continua a girar cada vez mais rápido, a arrastar mais gás e poeira para dentro e a se aquecer.
7.Depois de aproximadamente um milhão de anos, um pequeno, quente (1500 k) e denso núcleo se forma no centro do disco: esse núcleo é denominado protoestrela.
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| Foto cedida pela NASA Colunas de gás em uma região de formação de estrelas - M16 (Nebulosa da Águia) |
8.À medida que o gás e a poeira continuam a cair para o interior do disco, eles conferem mais energia à protoestrela, que se aquece ainda mais.
9.Quando a temperatura da protoestrela atinge cerca de 7 milhões de kelvins, o hidrogênio começa a se fundir para se tornar hélio e liberar energia.
10.O material continua a cair para o interior da jovem estrela por milhões de anos porque o colapso em razão da gravidade é maior do que a pressão expansiva exercida pela fusão nuclear. Assim, a temperatura interna da protoestrela aumenta.
11.Se uma massa suficiente (0,1 massa solar ou maior) entrar em colapso para o interior da protoestrela e a temperatura se elevar a ponto de sustentar a fusão, então a protoestrela liberará uma enorme massa de gás na forma de um jato chamado fluxo bipolar. Se a massa não for suficiente, não se formará uma estrela, e em vez disso se tornará uma anã marrom.
12.O fluxo bipolar elimina gás e poeira da jovem estrela. Uma parte desse gás e poeira poderá mais tarde se aglomerar para formar planetas.
A jovem estrela agora está estável. A pressão expansiva proveniente da fusão do hidrogênio equilibra a atração gravitacional voltada para dentro. A estrela entra na seqüência principal e seu lugar nessa seqüência dependerá de sua massa.
Agora que a estrela está estável, ela tem os mesmos constituintes que o Sol:
Agora que a estrela está estável, ela tem os mesmos constituintes que o Sol:
•núcleo - onde ocorrem as reações de fusão nuclear;
•zona radiativa - onde os fótons retiram energia do núcleo;
•zona convectiva - onde as correntes de convecção carregam energia na direção da superfície.
Entretanto, o interior pode variar em relação à localização das camadas. Estrelas como o Sol, e aquelas com menos massa que ele, possuem as camadas na seqüência descrita acima. Estrelas com várias vezes a massa do Sol possuem camadas convectivas profundas em seus núcleos e camadas radiativas externas. Em contraste, as estrelas intermediárias entre o Sol e aquelas com maior massa podem ter somente uma camada radiativa.
Vida na seqüência principal
As estrelas na seqüência principal queimam por meio da fusão de hidrogênio em hélio. Estrelas grandes tendem a ter temperaturas mais elevadas no núcleo do que estrelas menores. Assim, as estrelas grandes queimam rapidamente o combustível hidrogênio no núcleo, ao passo que as estrelas menores o fazem de modo mais lento. A extensão de tempo que elas passam na seqüência principal depende de quão rapidamente o hidrogênio é consumido. Portanto, as estrelas de maior massa possuem tempos de vida mais curtos (o Sol queimará por aproximadamente 10 bilhões de anos). O que acontece assim que o hidrogênio no núcleo se esgota depende da massa da estrela.
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