Graduação
  1. Mecânica clássica  1.1. dinâmica  1.1.1. Movimento em uma dimensão  1.1.2. Movimento em duas dimensões  1.1.3. movimento de projétil  1.1.4. Velocidade relativa  1.1.5. Movimento circular uniforme  1.1.6. Movimento circular não uniforme  1.1.7. Sistemas de referência e transformações  1.2. Leis de Newton do Movimento  1.2.1. Primeira lei do movimento  1.2.2. Segunda lei do movimento  1.2.3. Terceira Lei do Movimento  1.2.4. Aplicações das Leis de Newton  1.2.5. Atrito e seus tipos  1.2.6. Diagrama de Corpo Livre  1.2.7. Restrições e pseudo-forças  1.3. Trabalho e Energia  1.3.1. trabalho realizado pela força  1.3.2. Teorema trabalho–energia  1.3.3. Energia Cinética  1.3.4. Energia potencial na mecânica clássica  1.3.5. Forças conservativas e não conservativas  1.3.6. Conservação de Energia  1.3.7. Potência e eficiência  1.4. Velocidade e colisões  1.4.1. Momento linear  1.4.2. Conservação do Momento  1.4.3. Impulso e força de impacto  1.4.4. Colisão elástica e inelástica  1.4.5. Centro de massa e velocidade  1.4.6. Propulsão de Foguetes  1.5. Movimento rotacional  1.5.1. Torque e Momento Angular  1.5.2. Momento de inércia  1.5.3. Cinemática Rotacional  1.5.4. Energia Rotacional  1.5.5. Movimento de Rolamento  1.5.6. Precessão e movimento giroscópico  1.6. Força gravitacional  1.6.1. Lei da gravitação universal de Newton  1.6.2. Energia potencial gravitacional  1.6.3. Mecânica orbital  1.6.4. Leis do movimento planetário de Kepler  1.6.5. Campo gravitacional e potencial  1.7. Fluid mechanics  1.7.1. Pressão e Princípio de Pascal  1.7.2. Flutuabilidade e o Princípio de Arquimedes  1.7.3. Dinâmica dos Fluidos e Princípio de Bernoulli  1.7.4. Viscosidade e Lei de Poiseuille  1.7.5. Tensão superficial e capilaridade  1.8. Oscilações e ondas  1.8.1. Movimento Harmônico Simples  1.8.2. Oscilações amortecidas e forçadas  1.8.3. Oscilações acopladas e modos comuns  1.8.4. Propriedades e tipos de ondas  1.8.5. Ondas Sonoras e o Efeito Doppler  1.8.6. Interferência de ondas e superposição
  2. Eletromagnetismo  2.1. Eletrostática  2.1.1. Carga elétrica e propriedades  2.1.2. Lei de Coulomb  2.1.3. Campo elétrico e potencial elétrico  2.1.4. Lei de Gauss  2.1.5. Capacitância e Dielétrico  2.1.6. Dipolo elétrico e energia potencial  2.2. Circuitos Elétricos  2.2.1. Corrente e Resistência  2.2.2. Lei de Ohm  2.2.3. Leis de Kirchhoff  2.2.4. Circuito RC  2.2.5. Circuits de CA e Reatância  2.2.6. Energia e potência elétrica  2.3. Magnetismo  2.3.1. Campos e Forças Magnéticas  2.3.2. Lei de Ampère  2.3.3. Momento de dipolo magnético  2.3.4. Lei de Biot-Savart  2.3.5. Materiais Magnéticos e Histerese  2.4. Indução eletromagnética  2.4.1. Lei de Faraday  2.4.2. Lei de Lenz  2.4.3. Autoindução e indução mútua  2.4.4. Transformadores e circuitos indutivos  2.5. Equações de Maxwell  2.5.1. Lei de Gauss para eletricidade  2.5.2. Lei de Gauss para o magnetismo  2.5.3. Lei da indução de Faraday  2.5.4. Lei de Ampere-Maxwell  2.5.5. Ondas eletromagnéticas
  3. Termodinâmica  3.1. Leis da Termodinâmica  3.1.1. Lei Zero da Termodinâmica  3.1.2. Primeira lei da termodinâmica  3.1.3. Segunda Lei  3.1.4. Terceira Lei  3.2. Calor e trabalho  3.2.1. Transferência de calor (condução, convecção, radiação)  3.2.2. Expansão térmica  3.2.3. Motores térmicos e refrigeradores  3.2.4. Ciclo de Carnot e eficiência  3.3. Mecânica estatística  3.3.1. Distribuição de Maxwell–Boltzmann  3.3.2. Entropia e Probabilidade  3.3.3. Função de partição  3.3.4. Estatísticas de Fermi–Dirac e Bose–Einstein
  4. Óptica  4.1. Óptica Geométrica  4.1.1. Reflexão e Refração  4.1.2. Espelhos e lentes  4.1.3. Instrumentos Ópticos  4.1.4. Princípio de Fermat  4.2. Óptica de ondas  4.2.1. Interferência em óptica de ondas  4.2.2. Difração  4.2.3. Polarização  4.2.4. Coerência e holografia
  5. Mecânica quântica  5.1. Dualidade onda-partícula  5.1.1. Radiação de corpo negro na dualidade onda-partícula em mecânica quântica  5.1.2. Efeito Fotoelétrico  5.1.3. Espalhamento Compton  5.1.4. Comprimento de onda de De Broglie  5.2. Equação de Schrödinger  5.2.1. Equação de Schrödinger independente do tempo  5.2.2. Partícula em uma caixa  5.2.3. Túnel Quântico  5.2.4. Poços e barreiras de potencial  5.3. Estados Quânticos  5.3.1. Função de onda  5.3.2. Operadores quânticos  5.3.3. Princípio da incerteza de Heisenberg  5.3.4. Momento angular e spin
  6. Relatividade  6.1. Relatividade especial  6.1.1. Transformações de Lorentz  6.1.2. Expansão do tempo e contração do comprimento  6.1.3. Energia relativística e momento  6.2. Relatividade Geral  6.2.1. Princípio da Equivalência  6.2.2. Métrica de Schwarzschild  6.2.3. Ondas gravitacionais  6.2.4. Buracos negros e horizontes de eventos
  7. Física do estado sólido  7.1. Estrutura cristalina  7.1.1. Redes de Bravais  7.1.2. Difração de raios X  7.1.3. Teoria das bandas  7.1.4. Fónons e vibrações da rede  7.2. Propriedades Elétricas e Magnéticas  7.2.1. Condutores, Semicondutores e Isolantes  7.2.2. Supercondutividade  7.2.3. Efeito Hall
  8. Física nuclear e de partículas  8.1. Estrutura Atômica  8.1.1. Modelo Atômico  8.1.2. Energia de ligação nuclear  8.2. Radioatividade  8.2.1. Decaimento alfa, beta, gama  8.2.2. Meia-vida  8.2.3. Fissão e Fusão Nuclear  8.3. Física de partículas  8.3.1. Modelo Padrão  8.3.2. Quarks e Léptons  8.3.3. antimatéria  8.3.4. Interações fundamentais
  9. Astrofísica e cosmologia  9.1. Evolução estelar  9.1.1. Formação estelar  9.1.2. Buracos negros e estrelas de nêutrons  9.1.3. Anãs brancas e supernovas  9.2. Cosmologia  9.2.1. The Big Bang Theory  9.2.2. Matéria escura e energia escura  9.2.3. Fundo cósmico de micro-ondas

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Formação estelar


O universo que vemos hoje está adornado por inúmeras estrelas, cada uma com sua própria história. Esses corpos celestes deslumbrantes não são eternos; eles nascem, evoluem e eventualmente morrem. Mas como uma estrela vem à existência? Este processo é conhecido como formação estelar, um capítulo essencial na história da evolução estelar.

Médium interestelar

Antes que uma estrela possa se formar, devemos considerar seu local de nascimento, chamado médio interestelar (ISM). O ISM é o material que existe no espaço entre sistemas estelares. É composto por gás, principalmente hidrogênio e hélio, além de partículas de poeira. O ISM tem uma densidade muito baixa, muitas vezes apenas algumas partículas por centímetro cúbico, mas é vasto, preenchendo o espaço nas galáxias.

Densidade do ISM: cerca de 1 - 10 partículas por cm³
Componentes-chave:
- 98% gás (hidrogênio e hélio)
- 2% poeira

O ISM não é uniforme. Existem regiões onde a densidade é significativamente maior. Essas regiões densas são chamadas de nuvens moleculares, e elas são os berços das estrelas.

Colapso gravitacional

O processo de formação estelar começa com o colapso gravitacional dessas nuvens moleculares. Se uma parte da nuvem se tornar suficientemente densa devido a várias perturbações, pode começar a colapsar por causa de sua própria gravidade. Esta instabilidade gravitacional é frequentemente desencadeada pelos seguintes fatores:

  • Explosões de supernovas próximas: Ondas de choque de estrelas em explosão podem comprimir partes da nuvem, aumentando a densidade.
  • Colisões de galáxias: A interação de galáxias pode levar à compressão das regiões das nuvens.
  • Ondas de densidade do braço espiral: Em galáxias espirais, os próprios braços espirais são regiões de densidade aumentada, que promovem a formação estelar.

À medida que a nuvem molecular colapsa, ela gradualmente se fragmenta em menores aglomerados. Cada aglomerado, destinado a se tornar uma estrela, é chamado de protoestrela.

Formação e evolução de protoestrelas

A fase inicial da vida de uma estrela é quando o aglomerado fragmentado colapsa ainda mais devido à sua própria gravidade. Esta fase inicial é caracterizada por diversos processos:

  • Aumento da densidade: O núcleo da protoestrela se torna cada vez mais denso e quente.
  • Aquecimento: À medida que a matéria cai para dentro, ela converte energia gravitacional em calor, elevando a temperatura do núcleo.
  • Formação de disco: A conservação do momento angular faz com que um disco rotativo se forme ao redor do centro em colapso.

A protoestrela é cercada por um disco de acreção rotativo, que é constituído por material restante que não caiu diretamente na protoestrela. Este disco é importante para o crescimento subsequente e evolução da protoestrela.

Protoestrela disco de acreção

Com o tempo, a protoestrela continua a acumular massa do disco de acreção. À medida que sua massa aumenta, a temperatura do seu núcleo também aumenta. Quando a temperatura do núcleo atinge cerca de 10 milhões de Kelvin, reações de fusão nuclear se acendem.

Fusão nuclear: o nascimento de uma estrela

A fusão nuclear é o processo que alimenta as estrelas. No centro de uma protoestrela, núcleos de hidrogênio (prótons) se fundem para formar hélio. Este processo libera uma quantidade tremenda de energia na forma de luz e calor. Esta energia fornece a pressão externa que equilibra a atração gravitacional interna.

Reação de fusão:
4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2νₑ + energia

Onde:
¹H: Núcleo de hidrogênio
⁴He: Núcleo de hélio
e⁺: pósitron
νₑ: neutrino

Quando este equilíbrio é alcançado, a estrela entra na fase de sequência principal. Durante esta fase, a estrela permanece estável, queimando hidrogênio em hélio por bilhões de anos. A maioria das estrelas no universo está atualmente na fase de sequência principal.

Sistemas estelares e formação planetária

As estrelas frequentemente se formam em grupos, formando sistemas estelares. O material deixado no disco de acreção ao redor de uma nova estrela pode se acumular para formar planetas, luas, asteroides e cometas. Nosso próprio sistema solar formou-se de maneira semelhante, com o sol no centro e rodeado por planetas e outros corpos celestes.

Sistema Estelar

O ciclo de vida continua

A formação estelar é apenas o início da vida de uma estrela. Após passar bilhões de anos na fase de sequência principal, uma estrela evoluirá ainda mais dependendo de sua massa inicial. Estrelas massivas encerram suas vidas em espetaculares explosões de supernova, semeando o universo com elementos pesados produzidos em seus núcleos. Estrelas de baixa massa, como o nosso Sol, eventualmente entram na fase de gigante vermelha e expelem suas camadas externas, deixando para trás uma estrela anã branca.

Cada estágio final da vida de uma estrela contribui para o crescimento e evolução da galáxia. O material expulso durante esses estágios finais se mistura com o médio interestelar, contribuindo para a formação de novas estrelas e planetas.

Conclusão

A formação estelar é um processo complexo e fascinante que não apenas cria estrelas, mas também desempenha um papel fundamental na dinâmica e evolução das galáxias. De densas nuvens moleculares a estrelas brilhantes que adornam o céu noturno, o nascimento de estrelas é um fenômeno natural notável. Ao estudar a formação estelar, os cientistas obtêm insights sobre o passado, presente e futuro do universo, enriquecendo nossa compreensão da vasta expansão do cosmos.


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