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Meio interestelar. Formação de estrelas. Formação do Sistema Solar e outros sistemas planetários.
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Meio interestelar
A primeira evidência clara da existência de poeira interestelar foi obtida por volta de 1930 por Robert Trumpler estudando aglomerados globulares e descobriu que deveria haver uma extinção interestelar. Mas, foi só no final da década de 1960 que finalmente foi estabelecido que as nuvens interestelares realmente existiam.
O que há?
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A poeira é composta principalmente de grafite, silicatos e gelo de água, em grãos de vários tamanhos, mas muito menores do que a poeira aqui na Terra, sendo da ordem de 1 micrometro (ou mícron)
Temperatura em nebulosas é de 10 K a 30 K
Meio interestelar
Átomos: 0,1 nm
Moléculas pequenas: 1 nm
Poeira espacial: 100 nm a 1000 nm (0.1 micron a 1 micron)
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Meio interestelar
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Meio interestelar
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Meio interestelar
Na nossa galáxia, as nuvens moleculares gigantes chegam a 6 milhões de massas solares
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Meio interestelar
Galáxia M74
nebulosas nos braços
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As nuvens moleculares são condensações do gás atômico largamente distribuído pela galáxia, principalmente no plano galáctico e nos braços da galáxia (onde há maior formação de estrelas).
Estas condensações só sobrevivem por cerca de 107 anos, e estão constantemente sendo formadas e destruídas. Em média os complexos de nuvens moleculares gigantes possuem um raio de 50 pc e as comuns de 1 a 5 pc (para comparação: a distância do Sol até Netuno é de 0,000145 pc).
Meio interestelar
Galáxia do Sombrero
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Como ocorre a extinção interestelar?
A extinção se deve a grãos de poeira que têm diâmetros próximos ao comprimento de onda da luz. Essas partículas dispersam a luz de forma extremamente eficiente.
O gás também pode causar extinção por espalhamento, mas sua eficiência de espalhamento por unidade de massa é muito menor.
Partículas nas nebulosas
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Partículas nas nebulosas
Avermelhamento interestelar
O avermelhamento da luz das estrelas não deve ser confundido com o desvio para o vermelho (cosmológico).
O avermelhamento deve-se ao fato de que a quantidade de extinção se torna maior para comprimentos de onda mais curtos. Indo do vermelho ao ultravioleta, a extinção é aproximadamente inversamente proporcional ao comprimento de onda. Por esta razão, a luz de estrelas distantes é mais vermelha do que seria de esperar.
A extinção interestelar é maior em comprimentos de onda curtos no ultravioleta e diminui em comprimentos de onda mais longos. No infravermelho é apenas cerca de 10% da extinção óptica e na região do rádio é extremamente pequena.
absorção
intensidade reduzida
dispersão compr onda curtos
re-emissão IV
Partículas interestelares podem causar extinção de duas maneiras:
1. Na absorção, a energia radiante é transformada em calor, que é então re-irradiado em comprimentos de onda infravermelha correspondentes à temperatura das partículas de poeira.
2. Na dispersão, a direção de propagação da luz é alterada, levando a uma intensidade reduzida na direção original de propagação.
Partículas nas nebulosas
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Temperatura da poeira
Além de dispersar, os grãos interestelares também absorvem radiação.
A energia absorvida é re-irradiada pelos grãos em comprimentos de onda infravermelhos correspondentes às suas temperaturas.
A temperatura da poeira no espaço interestelar (incluindo nebulosas escuras) é de cerca de 10 a 20 K. O comprimento de onda correspondente de acordo com a lei de Wien é de 300 a 150 µm.
Perto de uma estrela quente, a temperatura da poeira pode ser de 100 a 600 K e a emissão máxima é então de 30 a 5 µm.
Nas regiões com hidrogênio ionizado a temperatura da poeira é de cerca de 70 a 100 K.
Partículas nas nebulosas
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Partículas nas nebulosas
Em primeiro lugar, as superfícies dos grãos de poeira funcionam como pequenas fábricas químicas, reunindo átomos que de outra forma raramente se encontrariam e catalisando as suas reações.
Por exemplo, com as condições presentes nas nuvens moleculares , é bastante raro que dois átomos de hidrogênio se unam somente por colisão para formar uma molécula .
No entanto, as moléculas de H2 podem formar-se quando os átomos estão ligados à superfície de um grão de poeira que é capaz de absorver o excesso de energia da colisão.
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Partículas nas nebulosas
Em segundo lugar, a poeira ajuda a reduzir o nível de ionização de uma nuvem de gás interestelar. Isto é importante para a formação de estrelas , pois é muito difícil para a gravidade colapsar uma nuvem de gás ionizado quente. Os grãos de poeira absorvem a radiação UV ionizante e protegem as moléculas já formadas de serem destruídas pelo campo de radiação.
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Partículas nas nebulosas
Em terceiro lugar, os grãos de poeira mantêm as nuvens de gás interestelares frias, absorvendo a energia das colisões entre grãos e gás e da radiação UV. Esses grãos aquecidos reemitem posteriormente a energia no infravermelho e, desde que a nuvem seja transparente à radiação infravermelha, mantêm a nuvem fria.
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Polarização da luz
As partículas de poeira interestelar não devem ter formato tão esférico.
Se as partículas de uma nuvem estiverem alinhadas pelo campo magnético interestelar, elas polarizarão a radiação luminosa passando pela nuvem. O grau de polarização e sua dependência do comprimento de onda fornecem informações das propriedades das partículas de poeira. Ao estudar a direção da polarização em várias direções, pode-se mapear a estrutura do campo magnético galáctico.
Na Via Láctea, a poeira interestelar está essencialmente confinada a uma camada muito fina, de cerca de 100 pc, no plano galáctico.
Partículas nas nebulosas
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Partículas nas nebulosas
A polarização da luz das estrelas. Os traços indicam a direção e o grau de polarização. Os traços mais finos correspondem a estrelas com polarização menor que 0,6%; os traços mais grossos apontam para estrelas com maior polarização (Mathewson, DS, Ford, VL (1970): Mem. RAS 74, 139). Abaixo, imagem no visível.
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A Linha Hidrogênio 21 cm
Os spins do elétron e do próton no átomo de hidrogênio neutro (H I) no estado fundamental podem ser paralelos ou opostos.
A diferença de energia entre estes dois estados corresponde à frequência de 1420,4 MHz ou comprimento de onda de 21,049 cm (rádio).
Assim, as transições entre esses dois níveis de energia da estrutura hiperfina darão origem a uma linha espectral no comprimento de onda de 21 cm.
Métodos de detecção
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O tempo de vida neste estado (tempo médio necessário para o decaimento espontâneo do nível ao estado de mais baixa energia, ou seja, spins opostos) é da ordem de 107 anos.
Mas devido à abundância de hidrogênio no universo, esta linha é observada em todas as direções do céu. Isso foi importantíssimo para mapear o meio interestelar.
Métodos de detecção
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Métodos de detecção
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Métodos de detecção
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Métodos de detecção
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Métodos de detecção
Sol se encontra na “Bolha Local”
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Nebulosas escuras ou de absorção
Nebulosas escuras
Observações de outras galáxias mostram que a poeira está concentrada nos braços espirais obscurecendo a visão e causando maior extinção interestelar.
Galáxia NGC1961 (Telescópio Espacial Hubble)
Galáxia NGC3717 (Telescópio Espacial Hubble)
Galáxia M64 (Telescópio Espacial Hubble)
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Nebulosas escuras ou de absorção
Nebulosa Saco do Carvão
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LDN 1768
Nebulosas escuras ou de absorção
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Barnard 68
0,5 a.l. de diâmetro
500 a.l. de distância
Nebulosas escuras ou de absorção
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Nebulosas escuras ou de absorção
Nebulosa Cabeça do Cavalo�Dist. = 1500 al
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Nebulosas escuras ou de absorção
As nuvens escuras (nuvens moleculares) são as formadoras de estrelas
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Nebulosas de reflexão
Se uma nuvem de poeira estiver perto de uma estrela brilhante, a luz se espalhará, ou seja, refletirá a luz da estrela.
Assim, nuvens de poeira individuais podem às vezes ser observadas como nebulosas de reflexão brilhantes.
São conhecidas mais de 500 nebulosas de reflexão na nossa galáxia.
Uma estrela das Plêiades (em Touro)
Dist. = 444 al
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Nebulosas de reflexão
Plêiades (em Touro)
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Nebulosas de reflexão
As nebulosas de reflexão são também chamadas de Regiões de H I (hidrogênio neutro ou não ionizado)...
Nebulosa Cabeça de Bruxa
Dist. = 1000 al
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Nebulosas de reflexão
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Região de Antares (em Escorpião) é uma nebulosa de reflexão, mas há também nebulosas escuras (ou de absorção)
Nebulosas de reflexão
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Nebulosas de reflexão
M78 em Órion, apenas a estrela central ilumina a nebulosa
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Nebulosas de reflexão
NGC 7026 em Cepheus
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Nebulosas de emissão
Neste caso, o gás interestelar emite luz. Embora haja mais gás do que poeira, é menos facilmente observado, pois o gás não causa extinção geral da luz.
Foi descoberto que muitos átomos são ionizados em órbitas interestelares. Esta ionização deve-se principalmente à radiação ultravioleta das estrelas quentes próximas e, até certo ponto, à ionização por raios cósmicos.
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Em muitas partes do espaço o hidrogênio não ocorre como átomos neutros, mas é ionizado. Isto ocorre especialmente em torno de estrelas quentes, que irradiam fortemente no ultravioleta.
Se houver hidrogênio suficiente em torno de tal estrela, esta será visível como uma nebulosa de emissão de hidrogênio ionizado. Tais nebulosas são conhecidas como regiões H II.
Regiões H II
Nebulosa de Órion e as estrelas do Trapézio que a ionizam devido à forte emissão em ultravioleta (estrelas quentes)
A ionização de um átomo de hélio requer mais energia do que a de um átomo de hidrogênio e, portanto, regiões de hélio ionizado são formadas apenas em torno das estrelas mais quentes. Nestes casos, uma grande região H II cercará uma região central menor de He II e He III
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Regiões H II
Há também linhas de oxigênio e nitrogênio ionizados, O+, O++ e N+
As regiões H II também têm uma forte emissão contínua de infravermelho. Esta é a radiação térmica da poeira dentro da nebulosa.
Num meio homogêneo, a região H II em torno de uma única estrela será esférica.
A temperatura de uma região H II é mais alta que a do gás circundante e, portanto, tende a expandir-se.
Após milhões de anos, tornar-se-á extremamente difuso e acabará por se fundir com o meio interestelar geral.
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Composição química das nebulosas
Cerca de trinta elementos foram descobertos. Com algumas exceções, todos os elementos, do hidrogênio ao zinco (número atômico 30) e alguns elementos adicionais mais pesados foram detectados. A maior parte da massa é hidrogênio (cerca de 70%) e hélio (quase 30%).
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Moléculas interestelares
As primeiras moléculas interestelares foram descobertas em 1937-1938, quando linhas de absorção molecular foram encontradas nos espectros de algumas estrelas.
Três moléculas diatômicas simples foram detectadas: metilidino CH, seu íon positivo CH+ e cianogênio CN. Algumas outras moléculas foram descobertas posteriormente pelo mesmo método no ultravioleta. O hidrogênio molecular é a molécula interestelar mais abundante, seguida pelo monóxido de carbono.
Composição química das nebulosas
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Composição química das nebulosas
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Métodos de detecção
As nuvens moleculares gigantes que consistem em gás molecular frio podem ser rastreadas na emissão de CO em rádio
A molécula de CO é particularmente importante no estudo das nuvens moleculares porque pode ser observada em 6 cm (rádio) e acredita-se que a razão CO/H2 ≃ 10-4 seja a mesma em todas nuvens moleculares.
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As cinco fases do gás interestelar
Mas, qual é a origem destas nebulosas?
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Em determinadas etapas da “vida” da estrela, a matéria estelar pode ser ejetada de 3 modos diferentes (depende da massa da estrela):
a) “vento” estelar, ejeção contínua de partículas
b) explosões mais energéticas, nebulosas planetárias
c) detonações violentas, supernovas (fusão durante a explosão, criando elementos mais pesados que o Fe)
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Regiões brilhantes de gás ionizado também ocorrem em torno de estrelas em estágios finais de sua evolução. As nebulosas planetárias são conchas de gás em torno de estrelas em estágios finais de sua existência.
Algumas estrelas começam a pulsar, enquanto em outras toda a atmosfera exterior pode ser violentamente ejetada para o espaço. Neste último caso, uma camada de gás que se expande de 20 a 30 km/s será formada em torno de uma estrela pequena e quente (50.000 a 100.000 K), o núcleo da estrela original, uma anã branca.
Nebulosas planetárias
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Antares (alfa scorpii): fortes “ventos” da sua superfície expelindo grandes quantidades de gás e poeira, criando uma nebulosa (distância de 604 al).
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Estrela V838 Monocerotis (hipergigante vermelha) iluminou-se subitamente (1 milhão vezes o brilho do Sol) durante várias semanas no início de 2002 (dist 20.000 al)
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Nebulosa Abell 39, a 7.000 al, em Hércules: estrela central expeliu camadas externas de gás e poeira em uma casca esférica, atualmente
com 6 al de diâmetro. (SS = 2 al)
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Nebulosa do Anel em Lyra (M57) - que não tem o formato de anel, mas sim esférico - expandiu-se visivelmente em fotografias tiradas em intervalos de 50 anos.
Em uns 10.000 anos, as nebulosas planetárias desaparecem no meio interestelar geral e as suas estrelas centrais se tornam visíveis como anãs brancas.
Nebulosas planetárias
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Estrelas massivas terminam a sua existência numa explosão de supernova.
O colapso do núcleo estelar leva à ejeção violenta das camadas externas, que então permanecem como uma nuvem de gás em rápida expansão.
Nebulosas remanescentes de supernovas
artístico
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Nebulosa do Caranguejo (M1), em Taurus, a 6.000 al: visível durante o dia por 3 semanas em 1054 (chineses)
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Nebulosa do Véu
Nebulosas remanescentes de supernovas
Distância: 5.000 anos-luz
Tamanho: mais de 90 anos-luz (SS tem uns 2 al de diâmetro)
Composição: oxigênio, enxofre e hidrogênio
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Dois tipos de remanescentes de supernovas
Nos remanescentes da nebulosa (como na Nebulosa do Caranguejo) há sempre um pulsar (estrela de nêutrons) em rotação rápida no centro. Este pulsar fornece a maior parte da energia à nebulosa, injetando continuamente elétrons relativísticos na nuvem.
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Cassiopeia A
SNRs em forma de “anel” (esférico) não contêm um pulsar energético.
Sua energia vem da explosão total da supernova.
Após a explosão, a nuvem se expande a uma velocidade de 10.000 a 20.000 km/s.
Nebulosas remanescentes de supernovas (SNR)
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Nebulosas remanescentes de supernovas
Cerca de 50 a 100 anos após a explosão, o remanescente começa a ser visualizado como uma concha esférica à medida que o gás ejetado começa a varrer o gás interestelar e a desacelerar nas suas partes externas. A concha varrida se expande com velocidade decrescente e esfria até que, após cerca de 100 mil anos, se funde no meio interestelar.
Remanescente da supernova W49B
Remanescente da supernova na GNM
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Nebulosas formadoras de estrelas
A massa da Via Láctea é de cerca de 1011 massas solares. Já que a Galáxia tem cerca de 1010 anos de idade, as estrelas estão se formando atualmente a uma taxa média de 3 massas solares por ano. Antes a taxa era maior.
As estrelas não se formam sozinhas, mas sempre juntas, de dezenas a centenas simultaneamente a partir de fragmentos da mesma nebulosa, formando aglomerados abertos e associações estelares.
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Três estrelas jovens (Monoceros) na Nebulosa do Cone (2.600 al)
Originam-se várias estrelas (sistemas múltiplos, aglomerados, binárias) a partir da nebulosa, não apenas uma
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Três estrelas jovens (Monoceros) na Nebulosa do Cone (2.600 al)
Que é apenas um
pedacinho de uma
nebulosa maior!
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Três estrelas jovens (Monoceros) na Nebulosa do Cone (2.600 al)
Que é apenas um
pedacinho de uma
nebulosa maior!
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Créditos pelos slides de “fundo preto”: Alfa Crucis https://alfacrucis.org/
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Na pequena região central da Nebulosa de Órion, encontramos um trapézio de estrelas recém-formadas, envoltas pelos gases e poeiras.
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Créditos pelos slides de “fundo preto”: Alfa Crucis https://alfacrucis.org/
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Foto: Guilherme Bellini e Rodolfo Langhi
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JWST
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Nebulosa da Lagoa (M8) com 110 anos-luz de comprimento por 50 anos-luz de largura
Nas 3 fotos de destaque abaixo:
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Nebulosas formadoras de estrelas
Colisões de partículas no meio interestelar “vazio”
Em nosso ambiente atmosférico comum, uma molécula de oxigênio sofre 4 bilhões de colisões por segundo. Em média elas distam entre si de 10-7 m e movimentam-se à temperatura ambiente a uma velocidade média de 445 m/s.
Por outro lado, no meio interestelar, um átomo de H pode levar centenas de anos para colidir com outro.
Livre caminho médio
O livre caminho médio λ da molécula de um gás é a distância média entre colisões e é dado por:
onde d é o diâmetro das moléculas e N/V é o número de moléculas por unidade de volume
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Nebulosas formadoras de estrelas
A velocidade média quadrática* de uma molécula é dada por:
Onde k é a constante de Boltzmann, T é a temperatura, m é a massa da molécula ou átomo
Por exemplo, no meio interestelar, que contém 1 átomo de H por cm3 a uma temperatura de 125 K, cada átomo levaria, em média, cerca de 500 anos para colidir com outro!
* velocidade média quadrática (VMRS, do inglês root mean square, RMS) é a raiz quadrada da média dos quadrados das velocidades de um conjunto de partículas, como as moléculas de um gás (teoria cinética dos gases).
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Nebulosas formadoras de estrelas
Então, quais são as condições de instabilidade gravitacional para proporcionar a contração da nuvem e formar estrelas?
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Ep
M
m
R
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ρ = M / V
V = 4/3 𝝅 R3
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Na década de 1920, James Jeans calculou que uma nuvem com uma certa temperatura e densidade só pode condensar se a sua massa for alta o suficiente.
Se a massa for muito pequena, a pressão (devido ao movimento caótico das partículas) do gás é alta o suficiente para evitar a contração gravitacional.
Nebulosas formadoras de estrelas
onde:
n é a densidade em átomos/m3
T a temperatura em K
M☉ é a massa solar (usada como unidade)
Por exemplo, em uma típica nuvem interestelar de hidrogênio neutro n = 106 e T = 100 K, a massa de Jeans será 30.000 M☉
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A formação estelar começa nas nuvens de alguns milhares de massas solares e diâmetros de cerca de 10 pc.
À medida que a densidade aumenta, a massa de Jeans diminui. Por causa disso, formam-se na nuvem núcleos de condensação separados, que vão se contraindo independentemente: os fragmentos da nuvem.
A fragmentação é ainda mais avançada pelo aumento da velocidade de rotação. A nuvem original possui um certo momento angular que é conservado durante a contração; portanto, a velocidade angular deve aumentar à medida que o fragmento se contrai.
Nebulosas formadoras de estrelas
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Nebulosa da Águia (Pilares da Criação), M16, Constelação Serpens, 7.000 al
A quantidade inicial de massa usada para a formação de estrelas favorece fortemente a formação de estrelas de baixa massa (para cada estrela de 10 massas solares, centenas de estrelas de massa entre 0,5 e 1 massa solar são formadas).
Somente cerca de 2% da massa de uma nuvem molecular tipicamente é convertida em estrelas. Em nossa Galáxia, cerca de 150 massas solares de gás por ano se transforma em nuvens moleculares formadoras de estrelas.
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Razões para desencadear o colapso:
1) “Ventos” de estrelas próximas comprimem regiões da nebulosa
2) Força explosiva de supernova próxima comprime regiões da nebulosa
3) Pares de nuvens colidem e uma comprime a outra
4) Regiões esfriam e se condensam sem influência externa
IC 2944, uma nebulosa que se encontra a 5.900 anos-luz de distância
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Nebulosa Solar (modelo inicialmente proposto por Laplace 1796 e constantemente revisado)
Caso do SS: Diâmetro inicial de 100 UA, massa de 2 a 3 vezes a do Sol atual.
A matéria entra em colapso (cai sobre si mesma, contrai-se) devido a algumas razões, mas só se tiver uma massa crítica (massa de Jeans = tipicamente 1.000 a 1 milhão massas solares)
Sistema Solar formou-se a partir de um fragmento de uma nebulosa
(chamamos de Nebulosa Solar)
Nebulosa Carina (NGC 3372), 8.000 al
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INTERVALO
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Créditos pelos slides de “fundo preto”: Alfa Crucis https://alfacrucis.org/
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Créditos pelos slides de “fundo preto”: Alfa Crucis https://alfacrucis.org/
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Para que haja a formação de uma estrela a partir da nuvem, é necessário uma contração de um fator de 106 em raio, e 1020 em densidade
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Estrelas jovens
ondas de choque
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A nuvem primordial se achata, de esférica para disco. Discos protoplanetários são formados devido ao movimento rotacional da nuvem primordial e também devido à ação do campo magnético nos íons do glóbulo.
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(A) Estado inicial do colapso. Glóbulo ainda é esférico e as linhas do campo magnético são paralelas (campo uniforme). (B) O colapso evoluiu e as linhas de campo foram arrastadas pelo gás em queda livre e a geometria da nuvem tende para um disco (elipsoide oblato). (C) O colapso do núcleo ocorreu e uma estrela jovem encontra-se no centro do glóbulo.
O campo magnético fica torcido de modo que reduz o movimento rotacional.
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A protoestrela entra na fase T Tauri e está prestes a iniciar as fusões termonucleares assim que seu núcleo atingir 107 K e se tornar uma estrela da sequência principal.
Durante a fase T Tauri têm massa entre 0,2 e 2 M⊙, idades entre 105
e 106 anos, e linhas de emissão em Hα, e H e K do Cálcio.
Créditos pelos slides de “fundo preto”: Alfa Crucis https://alfacrucis.org/
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A formação estelar tem que se dar com a formação de um disco de acreção; a viscosidade no disco permite a acreção de massa ao centro, enquanto parte da massa é acelerada para as partes externas, pela conservação do momentum angular; ao mesmo tempo, o disco é truncado no centro pelo campo magnético, e matéria ionizada tem que ser expelida por ejeção magneto-centrífuga, na forma de jatos bipolares, por conservação do campo magnético.
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Objetos de Herbig–Haro (HH)
Duração máxima de alguns milhares de anos
HH111 na constelação de Orion
HH47
A barra está numa escala de 1000 UA (20x o SS)
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Ao nascerem (início das fusões nucleares), as estrelas de grande massa (10 massas solares ou mais) criam em torno de si uma bolha de gás totalmente ionizado, inicialmente pequena, e que se expande continuamente criando uma onda de choque na região que delimita a bolha ionizada e o gás externo.
Essa onda de choque pode desequilibrar fragmentos da nebulosa e criar novas estrelas.
A expansão da bolha de gás ionizado ao longo do plano do disco é mais difícil do que na direção perpendicular, pois a densidade do disco é maior e também porque o gás ionizado tem que se mover perpendicularmente ao campo magnético (o campo magnético se opõe ao movimento de cargas elétricas na direção do disco), mas mesmo assim, as ondas de choque são tão intensas que destróem o disco em <105 anos.
Formação de estrelas de grande massa (10 massas solares ou mais)
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diâmetro do SS
Nebulosa da Carina
Cosmic Cliffs: NASA / ESA / CSA / STSCI; Wider-field context: ESA / PACS / SPIRE / Thomas Preibisch / Universitäts-Sternwarte München and Ludwig-Maximilians-Universität München, Germany / Matt Povich (California Polytechnic State University)
Foto: Guilherme Bellini e Rodolfo Langhi
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Mais detalhes: https://www.eso.org/public/portugal/images/eso9946a/
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Ao nascerem (início das fusões nucleare sassim que seu núcleo atingir 107 K), as estrelas de pequena massa também criam em torno de si uma bolha de gás totalmente ionizado, inicialmente pequena, e que se expande.
Mas, essa onda de choque é menos violenta e não destrói o disco.
O gás aquecido escapa ao longo da direção do campo magnético formando os jatos bipolares, mas a matéria não escapa na direção do disco, o qual se aglutinará em blocos protoplanetários (futuros planetas).
Formação de estrelas de pequena massa (aprox. 1 massa solar)
Estrelas de grande massa nascem apenas em nuvens moleculares gigantes onde também se formam estrelas de pequena massa (ex.: Nebulosa de Orion e NGC6334).
As nuvens moleculares escuras, que tem massas até mil vezes menores que as gigantes, formam apenas estrelas de pequena massa (ex.: nebulosas de Cepheus, Taurus, Musca, Chamaeleon).
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artísticos
O disco vai se aglutinar e virar planetas, luas, asteroides, cometas…
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OUTROS SISTEMAS PLANETÁRIOS
Primeira descoberta de um exoplaneta ou planeta extrassolar: déc. 1980
Identificação se dá por evidências indiretas (não são observados)
Métodos de identificação:
Ex.: estrela Beta Picturis (formada há 20 milhões de anos, a 50 al)
Disco de matéria com 225 bilhões de km de extensão (visto de lado)
O disco parece uniforme, mas....
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... mas observa-se perturbações arqueadas devido à presença de pelo menos um planeta
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Em 2006 – descoberta de outro disco inclinado em Beta Picturis
Em 2001 – descoberta de milhões de núcleos cometários
O disco menor foi formado pela atração gravitacional de um planeta com massa semelhante a de Júpiter
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Imagem do VLT (2010)
λ = 4,05 μm
Massa 9x a de Júpiter
Dist à estrela = 6,5 UA
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Outro caso:
Fomalhaut =“boca do peixe”
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Disco descentrado de gás e poeira com uns 200 milhões de anos, a 25 al
Planeta se movimenta e atrai o gás deslocando o centro do disco em 15 UA da estrela (= Urano/Sol)
Técnica de imagem: Bloqueia-se o brilho da estrela central para não ofuscar o disco
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Outro caso:
2M1207b (foto em IV 2004, 170 al, em Hydra)
Massa de 5 a 8x a de Júpiter
Ambos objetos não são massivos suficientes para sustentar fusão
2M1207b não foi formado a partir de um disco, mas criados juntos (contração da nebulosa primordial)
Não são estrelas
Não são planetas
(anãs marrons)
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Desde 1995: maioria das descobertas são devido a efeitos dos planetas sobre suas estrelas (alterações nas suas velocidades radiais)
Estrela e planeta giram em torno de um CM sempre em lados opostos
Período orbital do planeta: intervalo de tempo de um ciclo (precisão de até 4 km/h)
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Método da velocidade radial: Estrela se desloca radialmente – medidas por efeito Doppler no espectro da estrela, referente ao CM
Método astrométrico: Se a estrela se move com o planeta (movimento próprio estelar), o movimento aparece como um balanço: mede-se o diâmetro angular
Método transiente: Se o planeta move-se no plano de visada, eclipsando a estrela, estuda-se a diminuição do brilho da estrela (este método possibilita o estudo espectral da atmosfera do planeta)
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Estranhamente, muitos planetas gigantes descobertos giram muito próximos da estrela (Mj=massa de Júpiter) com órbitas altamente elípticas – pelo modelo de acreção, estes planetas devem estar se espiralando em direção à estrela
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Outro método: microlentes gravitacionais - Estrela com planeta desvia luz de estrela distante duas vezes: pelo planeta (3) e pela estrela central (2)
17.000 al
24.000 al
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Em 1999: Sistemas com mais de um planeta
Ex.: Sistema Upsilon Andromadae: pelo menos 3 planetas, a 44 al
Andromedae B é 10x mais próxima do que Mercúrio
Efeito maré: Andromedae B possui diferenças de temperatura de 1.400 K de cada lado
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Primeira imagem confirmada de um planeta recém nascido obtida com o VLT do ESO (notícia de 02/07/18)
Planeta PDS 70b abre caminho através do material que rodeia a jovem estrela anã PDS 70 (Centauro).
Está a 3 bilhões km da estrela (Urano / Sol). Planeta gigante gasoso, massa: algumas vezes a de Júpiter.
Temperatura superficial de 1000º C, muito mais quente do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.
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Em 2001: atmosfera de uma estrela com 6Li, só encontrada em planetas – o que significa que um planeta estava sendo vaporizado (caiu em espiral na estrela)
Descobertas de sistemas planetários no plano galáctico e também em aglomerados globulares – antigos, com 13 bilhões de anos
Até 28/08/25: 5.989 exoplanetas conhecidos. Dentro de 10 pc há 104 exoplanetas listados conforme confirmado pelo Arquivo de Exoplanetas da NASA.
DESAFIOS
Exoplanetas descobertos: https://tatidurao.github.io/CatalogoExoplanetas/
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Composição química do Universo (massa):
98% - elementos mais abundantes no Universo: H e He
2% - todos os demais elementos químicos da tabela periódica
Questões sobre o SS:
Por que a Terra possui menos do que 0,15% de H e He?
Por que há esta clara diferenciação planetária e química?
Formação do SS e diferenciação planetária
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Origem: Big Bang formou H, He e um pouco de Li
Primeiras estrelas tinham só esta composição (formadas centenas de milhões anos após BB)
Asserção: SS não deve ter se formado como resultado direto do BB
Evolução estelar: estrelas primordiais convertem H em He por fusão nuclear, liberando fótons (energia eletromagnética), uma parte da energia escapa pela superfície
Em seguida o He do núcleo se funde em C
Se a massa da estrela for suficiente, a fusão continua de C para elementos mais pesados: N, O, Ne, Si, Fe
(não percam as próximas e emocionantes aulas sobre Evolução Estelar!!!)
Formação do SS e diferenciação planetária
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Nebulosa solar inicial tinha temperatura baixa
Composição: H, He, gelo e grãos de poeira cobertos de gelo
A atração gravitacional provocou a queda para um centro (Ep transforma-se em Ec)
Densidade, pressão e temperatura aumentam no centro
Contração de matéria central produz um protossol (Sol = 99,87% massa do SS)
Centro: aumenta a frequência das colisões atômicas, produzindo mais calor e emissão de luz - produzida por energia do gás em colisão (não por fusão)
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No começo, as partículas da nebulosa giravam lentamente, devido a turbulências localizadas (nebulosa não é uniforme)
Rotação produz um momento angular – a qual impede a queda do material das regiões mais externas
Matéria se concentrando gira cada vez mais rápido, devido à conservação do momento angular (ex.: patinadora que encolhe os braços)
Ao girar, a nuvem se transforma em um disco, com centro aquecido e extremidades frias (saia da patinadora) – achatamento devido à força centrífuga perpendicular ao eixo de rotação
Se rotação inicial for alta, cerca de metade da massa pode se destacar do disco, formando uma estrela companheira (não foi o caso do SS)
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Nebulosa de Órion,
NGC 1976, M42, 1.300 al
Discos protoplanetários são observados, reforçando este modelo
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Protossol irradia cada vez mais calor com o aumento da sua densidade.
Temperatura alta (2.000 K na superfície) vaporiza ao seu redor substâncias congeladas na região interna.
Elementos mais pesados ficam na região mais interna e acabam se solidificando.
Estas partículas se juntam, primeiro devido às forças eletromagnéticas Van der Waals (até dimensões centimétricas) e posteriormente devido à gravitação.
Formam-se corpos cada vez maiores e rochosos, sem os elementos mais leves (H e He), os quais ficam na região mais externa e fria do disco.
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Linha de neve
A água (H2O) é a primeira a congelar, formando a primeira linha de neve.
Mais longe da estrela, à medida que as temperaturas diminuem, as moléculas podem congelar e transformar-se em neve, tais como o dióxido de carbono (CO2), o metano (CH4) e o monóxido de carbono (CO).
Para estrelas como o Sol, a linha de neve da água corresponderia à distância entre as órbitas de Marte e Júpiter, e a linha de neve do monóxido de carbono corresponderia à órbita de Netuno.
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Planetesimais – corpos que darão origem aos protoplanetas com dimensões de alguns km, muitos caem no protossol, outros colidem-se
Protoplanetas – corpos maiores formados por aglutinação (acreção) de planetesimais
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Planetas internos – resultado de aglutinação e incontáveis impactos
A acreção deve ter continuado por uns 100 milhões de anos
Simulações computacionais indicam este tempo para nosso Sistema Solar, embora as observações de outros discos protoplanetários pareçam indicar um período muito maior (centenas de milhões de anos), devido ao grande número de colisões, que atrasam a acreção
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Simulação computacional
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Planetas externos – formam-se também por acreção de planetesimais
Mas, os gases e gelo existentes nesta região são atraídos por este núcleo rochoso (quando sua massa atingiu cerca de 15 massas terrestres), limpando o anel de sua órbita
Ao crescer, a gravitação de Júpiter atuou para lançar planetesimais a outras regiões e ao Cinturão de Asteroides, perdendo energia (efeito estilingue) suficiente para aumentar sua distância ao Sol
Sua influência gravitacional impediu a coalescência dos planetesimais no Cinturão, que se fragmentavam cada vez mais devido às colisões
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Planetas gigantes – perturbaram as órbitas dos corpos menores lançando-os ao Cinturão de Kuiper e à Nuvem de Oort – planetas também perdem energia e mudam sua órbita para mais longe do Sol
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Durante alguns milhões de anos de formação planetária, o protossol se aquece até atingir cerca de 107 K, iniciando a fusão do H
Isto cessa o colapso do Sol e a nossa estrela nasce!
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Desde o início da contração da nebulosa até a ignição nuclear deve ter levado uns 100 milhões de anos, antes da acreção dos planetas internos estar completa
Planetas rochosos internos levam 10x mais tempo para se formar do que os planetas jovianos
Com a ignição nuclear, radiação intensa foi emitida, aquecendo e dissipando os gases restantes, limitando as dimensões dos planetas e impedindo a formação de novos planetesimais (limpeza do SS)
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As inclinações dos planos orbitais dos planetas são parecidos (no máximo até 7º em relação à eclíptica)
Todos os planetas giram no mesmo sentido
Restos dos detritos interplanetários (o que sobrou!): asteroides, meteoroides e cometas
O estudo destes corpos sugerem que o Sistema Solar já estava formado há uns 4,6 bilhões de anos
(figura em escala)
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As crateras na Lua preservaram importantes informações sobre o passado conturbado do Sistema Solar
A datação das rochas lunares nas crateras mostra que os impactos aconteceram nos primeiros 700 milhões de anos
A Lua foi formada por uma colisão com outro corpo contra a Terra
Mas a maioria das luas do Sistema Solar são planetesimais capturados
As maiores luas de Júpiter e Saturno provavelmente se formaram como os planetas rochosos
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Asteroide Gaspra (Galileo, 1991), com 12x20x11km: um dos milhões de pedaços de rochas do Cinturão de Asteroides.
O maior é Ceres (planeta anão) com uns 900 km, seguido de Palas e Vesta, ambos com uns 500 km.
Fragmentos menores são os meteoroides, produzidos por colisões ou restos da formação.
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Além da órbita de Netuno, há o Cinturão de Kuiper, com planetas anões, asteroides e cometas (ex.: Plutão, Éris, Quaoar, Sedna).
Mais além ainda há os cometas inertes (núcleos cometários), na Nuvem de Oort, num formato de casca esférica.
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Cinturão de Kuiper:
disco que se estende de
30 a 55 UA
Nuvem Oort: até uns 50.000 UA
ou cerca de 1 ano-luz
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As caudas dos cometas são formadas à medida que se aproximam do Sol, com o aumento da temperatura, volatilizando a água congelada (nem todos apresentam caudas).
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1766 - astrônomo alemão Johan Daniel Tietz (Johann Titius) usou como base uma progressão geométrica de razão 2, estabeleceu uma Lei que ficou conhecida mais tarde como Lei de Titius-Bode (empírica).
1781 - ao descobrir Urano, reforçou-se a aplicação dessa lei.
1801 - Ceres foi descoberto entre as órbitas de Marte e Júpiter.
Com o tempo, descobriu-se mais corpos menores naquela região a 2,8 ua do Sol, nomeando-a de Cinturão Principal de Asteroides.
São restos da formação do Sistema Solar; ou objetos que não se juntaram em virtude das perturbações de Júpiter, pois há uma ressonância orbital causada por ele, criando lacunas no Cinturão Principal chamadas “Falhas de Kirkwood”.
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Quando?
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Como?
O Sol e praticamente todo o sistema solar condensaram-se (colapso) simultaneamente a partir de uma nuvem rotativa de poeira e gás,cuja densidade era de cerca de 10.000 átomos ou moléculas por cm3 e a temperatura de 10 K a 50 K
O que gerou o colapso da nuvem primordial?
Talvez uma onda de choque emanada da explosão de uma supernova próxima
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Qual é a origem?
A massa original da nuvem deveria ser de milhares de massas solares. Formam-se fragmentos nesta nuvem e cada fragmento se contrai independentemente. Um dos fragmentos de 3 a 4 massas solares se tornaria o Sol.
Quando o fragmento continuou o seu colapso, as partículas dentro da nuvem colidiram umas com as outras, aumentando a temperatura.
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Por que as órbitas são praticamente coplanares?
A rotação da nuvem permitiu que as partículas se direcionassem em direção ao mesmo plano, perpendicular ao eixo de rotação da nuvem, mas impediu que se movessem em direção ao eixo.
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Como se formaram os planetas?
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Por que só em determinadas órbitas?
Por que diferentes composições químicas?
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Diferenciação química planetária
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
Para onde foi o que sobrou?
O material que sobrou vagou entre os planetas. Perturbações gravitacionais fizeram se chocar com planetas e outros jogados para longe, formando a nuvem de Oort. Outros continuam no cinturão clássico de asteroides e no cinturão de Kuiper.
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Resumo sobre a Formação do Sistema Solar
O toque final
O sistema solar ficou pronto!