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CAPA
calor devido a matéria que se comprime sobre sua
ele durante o colapso. Chama-se a este corpo de
proto-estrela.
A temperatura média da nebulosa continua
aumentando junto com a densidade. Por volta de
–268 º C ; nuvem torna-se opaca. A radiação
infravermelha fica retida e soma-se ao calor de
contração nesta fase o hidrogênio atinge o estado
molecular. A temperatura no interior da protoestrela
já alcança algo em torno de um milhão de
graus.
Alguns átomos já têm energia suficiente para
colidir uns com os outros e, consequentemente,
fundirem-se. Desta fusão de átomos (de
hidrogênio) surgem átomos mais pesados (de
hélio) e energia. A energia nuclear ainda é uma
parcela pequena da energia total da estrela.
Rapidamente (dentro dos padrões estelares isto
pode significar dezenas ou centenas de milhares
de anos) a energia gerada nesta reações
ocasionais realimenta o processo. Assim esta
energia passa a ter maior participação na taxa total
de emissão proto-estelar.
Quando as reações termonucleares tornam-se
mais freqüentes a temperatura interna da protoestrela
chega a uns 15 milhões de graus. A
energia gerada já é maior que a produzida pela
lenta contração. A pressão aumenta e consegue
freiar quase totalmente o colapso. Atinge-se
assim um estreito equilíbrio dinâmico e o astro
brilha sozinho a partir da energia gerada no seu
interior. Nasceu uma estrela!!
A luz produzida pela estrela recém-criada passa
a dispersar a nebulosa remanescente pela
pressão de radiação (aquele mesmo tipo de
pressão exercido pelo Sol sobre a cauda de um
cometa). Assim gradualmente a estrela se livra
do seu “envelope” de gases e poeira que formava
a nebulosa que a originou. Como as estrelas
nascem em grupos é comum encontrar
associações de estrelas jovens com muita matéria
residual (gás e poeira) dispersa entre elas.
Exemplo clássico é o aglomerado chamado de
Plêiades, na constelação do Touro.
18 revista macroCOSMO.com | abril de 2005