Disco protoplanetário
Um disco protoplanetário é um disco de matéria (cuja composição teorizada é de 99% gás, e 1% de material sólido, na forma de pó) em órbita de torno de uma estrela recém-formada, como do tipo T Tauri ou Herbig.[1]
Formação[editar | editar código-fonte]
Em protoestrelas muito jovens há estrelas de pouca massa, constituídas principalmente de poeira e gás, que através do processo de colapso gravitacional e a conservação do momento angular, nuvem ou nuvens de gases moleculares e poeira aglutinam-se, formando materiais mais densos. Uma vez, iniciado o processo de formação de materiais mais densos, estará dado o inicio do processo de formação de futuros planetas, asteróides e todos os tipos de objetos estelares que encontramos em nosso sistema solar.[2]
Química[editar | editar código-fonte]
O disco protoplanetário tem uma química influenciada através das radiações e temperatura radiada pela protoestrela. A radiação UV e raio x, ionizam as nuvens de gases em níveis diferentes, conforme a distância e obstrução a fonte de radiação. Essa interação ioniza parte das moléculas e induz a química do tipo íon-molécula, neutro-neutro, recombinação dissociativa [nota 1] entre outras. A temperatura, quando suficiente, fornece energia para a reorganização das moléculas mudando o estado amorfo para o cristalino.[2]
Ver também[editar | editar código-fonte]
Notas
- ↑ Reconbinação dissociativa, é uma reação em que um íon molecular recombina-se com um elétron e forma dois produtos neutros como .
Referências
- ↑ «Protoplanetary Disc in the Orion Nebula». Consultado em 16 de setembro de 2009
- ↑ a b «Evolução química de regiões de formação estelar e discos protoplanetários» (PDF)
