O documento discute o processo de formação de estrelas, começando com a contração de nuvens de gás interestelar. Estas nuvens formam protoestrelas que continuam a colapsar até iniciarem reações nucleares em seu núcleo, tornando-se estrelas jovens. O documento também descreve os conceitos de equilíbrio hidrostático e térmico que mantêm as estrelas estáveis ao longo de sua existência.

1. Oficina de Astrofísica Básica
Marina Dal Ponte
Tamara Salvatori
Módulo I - Nascimento de
Estrelas

2. Nascimento de Estrelas
O Módulo I abordará:
Nuvem de gás;
Protoestrela;
Estrutura das
Estrelas.

3. Nascimento de Estrelas
Nuvem de gás
As estrelas se formam no
interior de nuvens moleculares
gigantes, densas e muito frias.
Estas estrelas recentemente
formadas são muito difíceis de serem
observadas devido à grande presença
de poeira interestelar nas regiões em
que elas são geradas. É por esta razão
que ainda temos dúvidas sobre o
processo real que leva à formação de
uma estrela. Figura 1. Nebulosa NGC 1999

4. Nascimento de Estrelas
Nuvem de gás
Essas nuvens de gás, quando colapsam, formam estrelas.
Temos duas forças atuando em sentidos contrários nesta nuvem de
gás que está contraindo: uma força de pressão interna que quer
fazer o gás se expandir e uma força gravitacional que continua a
fazer a esfera se contrair. São duas forças opostas competindo entre
si!
Em algum momento a pressão exercida para fora pelas
partículas do gás que forma a esfera gasosa consegue
equilibrar, aproximadamente. O puxão exercido para dentro pela
força gravitacional procura comprimir cada vez mais o gás.

5. Nascimento de Estrelas
Protoestrela:
Após o início do processo de contração gravitacional, parte da
nuvem que iniciou a contração fragmenta-se em pequenas nuvens. Cada
uma destas pequenas nuvens possui massa suficiente para formar uma
estrela. São estas pequenas nuvens que continuam a colapsar formando
os objetos que chamamos de protoestrelas. Esta também é a razão pela
qual sempre são formados grupos de estrelas e não estrelas isoladas.
Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonuclear
iniciam-se no centro da protoestrela. A protoestrela é agora considerada
uma estrela jovem, já que sua massa não mais se altera e sua evolução
futura está definida.

6. Nascimento de Estrelas
Estrutura das Estrelas
Equilíbrio Hidrostático: É
quando a estrela mantêm estável o
seu tamanho. Isso acontece com a
maioria delas, inclusive o Sol!
Manter seu tamanho estável
sugere que a pressão no interior
da estrela é capaz de
contrabalancear a pressão
gravitacional da estrela (vide Figura
2).
Figura 2. Exemplo de estrela em equilíbrio
eletrostático

7. Nascimento de Estrelas
Equilíbrio térmico: É
quando a energia produzida na
região central da estrela devido
às reações termonucleares é
igual à energia que a estrela
perde na forma de radiação
eletromagnética (luz).
Figura 3. Exemplo de estrela em equilíbrio térmico

8. Nascimento de Estrelas
Opacidade: Significa que a
eficiência com a qual a energia
liberada nas regiões centrais é
irradiada para fora depende da
transparência do meio gasoso no
interior da estrela à propagação da
luz.
Figura 4. Exemplo de estrela com baixa e alta
opacidades

9. Nascimento de Estrelas
Transporte de Energia: A
maneira pela qual se dá o transporte
de energia do centro para fora
determina a temperatura externa da
estrela e sua cor. Há três formas de
se transportar energia de um ponto a
outro em um meio:
condução, convecção e radiação.
Figura 5. Demonstração das diferentes
formas de transporte de energia

10. Nascimento de Estrelas
Produção de Energia: a
energia nas estrelas é produzida
por fusão termonuclear.
Durante a maior parte de
sua existência, ocorrem reações
de fusão de hidrogênio em
hélio.
Figura 6. Demonstração da fusão nuclear

11. Nascimento de Estrelas
Referências bibliográficas
Formação Estelar. Observatório Educativo Itinerante. Disponível em
<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm >. Acesso Jul 2013.
Observatório Nacional. Como as Estrelas se formam? Disponível em <http://www.on.br/>.