Observational Constraints on The Evolution of Dust in ...

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202 Nederlandse Samenvatting in de jonge stervormings-gebieden Chamaeleon 1 en IC 348. Het verschil in de massa-verdelingen in deze diverse gebieden wijst mogelijk op een kleine variatie in de (over het algemeen genomen universele) functie die de beginmassa’s van nieuwe sterren beschrijft (de “IMF”). • Voor zowel jonge clusters met een leeftijd van rond de 1 miljoen jaar, als voor oude clusters met een leeftijd van rond de 7–8 miljoen jaar, is de verdeling van afmetingen van de stofdeeltjes aan het schijfoppervlak statistisch gezien gelijkwaardig. Dit betekent dat het stof ook onderheving is aan een destructief botsingsproces, behalve groei door klontering. Het evenwicht tussen deze twee processen kan alleen verklaard worden als zij gedurende miljoenen jaren in stand wordt gehouden tot het moment waarop de schijf verdwenen is. • De mineralogische samenstelling van het stof is gemiddeld genomen hetzelfde in alle gebieden. De kristallijne fractie is vrij hoog (ongeveer 10 tot 20%) en wordt vrij vroeg bepaald aan het schijfoppervlak, binnen ongeveer 1 miljoen jaar. Een evenwicht wordt bereikt onafhankelijk van wat er gebeurt in het middenvlak van de schijf, waar de planeten mogelijk gevormd worden.
Resumo em Português Restrições Observacionais na Evolução da Poeira em Discos Protoplanetários De acordo com dados do telescópio WMAP (Sonda Wilkinson de Anisotropia no Microondas, na sigla em inglês), o universo veio a existir aproximadamente 13.7 bilhões de anos atrás. A cosmologia moderna sugere que o universo permaneceu um lugar escuro grande parte de seus primeiros bilhões de anos, a “era opaca”. Durante este tempo, o universo consistia de matéria escura, assim como nuvens de gás hidrogênio neutro e pouco mais. As primeiras estrelas não se formaram até centenas de milhões de anos se passarem. No entanto, uma vez que a máquina cósmica de fazer estrelas se iniciou, agitou bolas gigantes de gás em muitas estrelas, que formaram as primeiras galáxias. É estimado que o universo contenha 10 21 (isto é, um sextilhão) estrelas. Formação estelar é o principal mecanismo que controla a estrutura visível das galáxias, e a formação de elementos pesados no universo com o tempo. Originalmente, os únicos elementos eram hidrogênio, hélio e traços de lítio, berílio e bóron. Elementos mais pesados não existiam ainda. Estrelas nascem, evoluem, envelhecem, e eventualmente morrem. Em termos simples, elas nascem do colapso de uma nuvem molecular, e podem evoluir diferentemente durante sua vida, dependendo de suas massas. Durante sua evolução, uma estrela queima elementos leves em elementos mais pesados através de fusão nuclear, então produzindo a energia necessária para balancear a pressão gravitacional e manter-se viva. Durante o curso de sua evolução, estrelas mudam de massa (através de acreção ou perda de massa), de tamanho (expansão ou contração) e de luminosidade (por mudanças de reações termonucleares em seus núcleos). Estrelas podem ser sozinhas e isoladas ou, muito comumente, viver em sistemas multíplos. Quando a estrela esgota seu combustível nuclear, sua pressão de radiação já não pode equilibrar sua gravidade, iniciando uma cadeia de processos irreversíveis que eventualmente conduzem à sua morte. Estrelas de baixa massa ejetam seus envelopes gasosos e tornam-se visíveis as nebulosas planetárias, enquanto estrelas massivas explodem como supernovas. Elementos pesados recém sintetizados (incluindo Si, O, C, Mg and Fe, que compõem as partículas de poeira das quais planetas eventualmente podem formar-se) são portanto lançadas ao espaço, onde se misturarão com o meio interestelar (MI). Este MI enriquecido posteriormente fornece material para as próximas gerações de es-
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