Tipo Características Exemplos Anãs Vermelhas
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Tipo Anãs Vermelhas Anãs Amarelas Características Exemplos Trata-se de uma estrela pequena e relativamente fria. O seu tipo Lalande 21185 espectral pode ser K ou M. Constituem a maioria das estrelas e a sua massa é menor do que a massa Proxima do Sol (entre 0,075 e 0,5 massas solares). A temperatura da superfície e menor a 3.500 K. A temperatura interior é Centauri baixa, com a energia gerada através da fusão do hidrogénio em hélio. São estrelas que emitem pouca luz, com uma luminosidade, em alguns casos, de apenas 1/10.000 a luminosidade solar (a maior anã vermelha conhecida, tem só 10% da luminosidade solar. O Transporte de energia do interior é feito por convecção (como são totalmente convectivas o hélio não se aglomera só no núcleo, queimando uma proporção maior do hidrogénio, antes de deixarem a sequência principal). Estrela da sequência principal de classe G. Têm entre 0,8 e 1,2 massas solares A temperatura da superfície varia entre 5.300 e 6.000 K. Converte o hidrogénio em hélio, no núcleo, por fusão nuclear. O Sol é o exemplo mais conhecido de uma anã amarela: em cada segundo funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogénio para hélio, convertendo cerca de 4 milhões de toneladas de matéria em energia. As anãs amarelas fundem hidrogénio durante cerca de 10 mil milhões de anos, até se esgotar. Quando acaba, a estrela expande-se até se tornar uma Gigante Vermelha. Eventualmente, a Gigante Vermelha perderá as camadas externas de gás, tornando-se uma nebulosa planetária. O núcleo arrefece e contrai-se até ao estado de uma Anã Branca. Alpha Centauri A Tau Ceti 51 Pegasi 51 Pegasi Tau Ceti: 7.000 milhões de anos mais velha do que o Sol, 15 vezes mais larga e 80 vezes mais luminosa Anãs Azuis Trata-se de uma classe hipotética de estrelas, que se desenvolve a partir de uma estrela anã vermelha, depois de esta ter esgotado o seu combustível de hidrogénio, uma vez que a anãs vermelhas fundem lentamente o hidrogénio e são totalmente convertidas. O universo ainda não tem idade para que se possa ter formado alguma Anãs Brancas anã azul, pelo que a sua existência é prevista com base em modelos teóricos: → As estrelas aumenta de luminosidade á medida que envelhecem, e uma estrela mais luminosa deve irradiar rapidamente energia de forma a manter o equilíbrio. As estrelas maiores do que as anãs vermelhas aumentam de tamanho e tornam-se gigantes vermelhas, com superfícies maiores. No entanto, ao invés da expansão, prevê-se que as anãs vermelhas aumentam a taxa de radiação, o que aumenta a temperatura da sua superfície, tornando-se ainda mais “azuis”. Isto ocorre porque as camadas superficiais das anãs vermelhas não se tornam significativamente mais opacas, com o aumento da temperatura. Resultado do processo evolutivo de estrelas com até dez massas solares Sirius A e B (cerca de 98% de todas as estrelas tornar-se-ão anãs brancas, no entanto só G29-38 6% dos objetos celestes, vizinhos do Sol, é que são anãs brancas). As estrelas com até 10 massas solares não são massivas o suficiente para que a temperatura do núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir o carbono em reações de nucleossíntese. Depois de se terem tornado Gigantes Vermelhas, durante a fase da combustão do hélio e hidrogénio, a camada externa será lançada para o espaço, surgindo a partir daí uma nebulosa planetária, restando apenas um núcleo composto, praticamente, só de carbono e oxigénio. Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso do que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150.000 K, não tem uma fonte de energia adicional e irá, gradualmente, irradiar a sua energia e arrefecer. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional, oferecido pelas reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0,6 massas solares, num volume comparável ao da Terra. O colapso gravitacional da anã branca só é contido devido à pressão de degenerescência electrónica. A massa da maior parte das anãs brancas não consegue contrariar esta pressão. Só a partir de 1,4 massas solares (limite de Chandrasekhar) é que uma estrela pode explodir numa supernova. À medida que arrefecem, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade do diagrama H-R e quando começam a pulsar, tornamse anãs brancas pulsantes. Como arrefecem devagar, são necessários biliões de anos para que uma anã branca arrefeça o suficiente para deixar de ser visível, e transformar-se numa anã negra. Como a idade do Sirius A e B, foto do Hubble Universo é, atualmente, estimada em 13,7 biliões de anos, estes objetos estelares ainda não tiveram tempo para arrefecer o suficiente para deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco da Via Láctea ainda estão visíveis, com uma luminosidade de 3x10-5 a luminosidade do Sol e com temperaturas superficiais na ordem dos 3.700 K. G29-38 Anãs Laranjas Anãs Castanhas 61 Cygni Estrela com classe espectral K e luminosidade V. A expectativa de vida deste corpo celeste é de 15 a 30 mil milhões de anos Alfa Centauri B (a do Sol é de 10 mil milhões). Está entre as classes espectrais G (como o Sol) e M (como a Proxima Epsilon Indi Centauri). Têm uma massa entre 0,5 e 0,8 massas solares e uma temperatura superficial entre 3.900 K e 5.200 K. Este tipo de estrelas corresponde a 12,1% das estrelas próximas ao Sol, e têm zonas habitáveis (regiões onde pode existir água líquida nos planetas) e são mais estáveis do que as anãs vermelhas. É um objeto de pouca luminosidade que não consegue iniciar a fusão de Upsilon Andromedae Hidrogénio no núcleo. É mais pesada do que um planeta, mas não tão maciça quanto uma estrela. São consideradas estrelas fracassadas. Devido a esta HD 38529A característica são consideradas o “elo perdido” entre os planetas gigantes Gliese 229B gasosos e as estrelas. Órbita planetária à volta da Upslinon Andromedae Binário Emissor de Raios X de Alta Massa Binário Emissor de Raios X de Baixa Massa São um tipo de binários de raios X, compostos por uma estrela da sequência principal de massa superior à do Sol, normalmente uma estrela Be ou uma supergigante azul, e outra que é um objeto compacto, podendo ser um buraco negro ou uma estrela de neutrões. Neste tipo de binários de raios , a acreção (processo mediante o qual a ação de uma determinada força propicia a aglomeração de corpos de pequenas dimensões para originar um corpo de maiores dimensões) da matéria realiza-se por um “vento”. O vento estelar da estrela primária é capturado pela estrela secundária e, quando este cai no objeto, produz raios x. Cygnus X-1 (onde foi descoberto o primeiro buraco negro) Sistema binário formado por um objeto compacto (estrela de neutrões ou 4U 1820-30 buraco negro) e uma estrela companheira na sequência principal, com uma massa muito menor à do Sol e pertencente ao tipo espectral K ou M. 4U 2129+12 A estrela companheira fica no que se conhece como o Lóbulo de Roche e transfere parte da massa á estrela de neutrões ou buraco negro. Uma vez atravessado o Lóbulo de Roche, a matéria da estrela companheira que gira numa órbita demasiado ampla para cair no objeto compacto, cria um disco de acreção. Após sucessivas colisões, os fragmentos do disco de acreção vão perdendo velocidade, sendo, finalmente, engolidos pelo objeto compacto. As colisões fazem com que os fragmentos aqueçam até temperaturas de milhões de graus e gerem raios X. Binário Emissor de Raios X Be (ou binário de raios X Be) Cefeida Estrela gigante ou supergigante amarela, 4 a 15 vezes mais massiva do L. Carinae que o Sol e com uma luminosidade de 100 a 30.000 vezes superiores à do Sol. A luminosidade varia entre 0,1 a 2 magnitudes, num período bem definido, de 1 a 100 dias Estrelas Ap e Bp São estrelas peculiares (de onde provém o p) dos tipos espectrais A e B. Têm sobre abundância de alguns elementos de terras-raras (como por exemplo európio) ou de outros elementos (como estrêncio). A velocidade da rotação deste tipo de estrelas é mais baixa do que o habitual em estrelas do tipo A e B, embora haja casos em que chega a ter uma rotação de 100 km/s. Têm campos magnéticos mais fortes. A localização química da sobre abundância está diretamente relacionada com a geometria do campo magnético. Algumas estrelas apresentam variações na velocidade radial, devido às pulsações de vários minutos que ocorrem na estrela. Para o estudo deste tipo de estrelas utiliza-se a espectroscopia de alta Classe de binários de alta massa de raios X constituído por uma estrela A0620-00 Be e uma estrela de neutrões. A estrela de neutrões, geralmente, tem uma órbita elíptica em volta da estrela Be. O vento estelar da Be forma um disco confinado a um plano, frequentemente, diferente do plano orbital da estrela de neutrões. Quando esta passa através do disco da estrela Be, aumenta a quantidade de gás por um espaço curto de tempo. Quando este gás cai sobre a estrela de neutrões, há uma emissão, brilhante, de raios X. Alioth Α Circini θ Aurigae A θ1Microscopii Estrela Binária de Contacto resolução, juntamente com a imagem Doppler, que configura um mapa da superfície estelar a partir da rotação da estrela. Estrela cujos componentes estão tão próximos que enchem os Lóbulos de W Ursae Roche, chegando mesmo a tocar-se ou a fundir-se, passando a Majoris compartilhar a capa exterior de gás. Um sistema binário onde ambos os objetos estelares partilham as capas Beta Lyrae exteriores pode chamar-se de “binária de sobrecontacto” (overcontact binary). Praticamente todas as binárias de contacto são binárias eclipsantes, as quais são conhecidas como variáveis W Ursae Majoris, cujo arquétipo é a estrela W Ursae Majoris. Beta Lyrae Estrela Branca da Sequência Principal Estrela do tipo espectral A e de classe luminosa V. Este tipo de estrelas não deve ser confundido com as anãs brancas, que são remanescentes estelares de massa escassa. As estrelas brancas da sequência principal são, como indica o nome, estrelas situadas na sequência principal no diagrama H-R, o que implica que a sua energia provenha da fusão do hidrogénio em hélio. De tipo A na Classificação de Harvard, o espectro desta estrela tem linhas bastante intensas de hidrogénio assim como linhas de metais ionizados. A temperatura superficial varia entre 7.100 e 9750 K e a massa está compreendida entre 1,5 e 3 massas solares. Sirio A Altair Sheratan A Heze Altair (magnitude 0,8) Estrelas CH Estrelas com linhas metálicas (ou estrelas Am) Estrela de carbono caracterizadas pela presença de banda de absorção HE 1327-2326 CH nos espectros das estrelas. Pertencem à população Estelar H, são pobres em metais e, em geral, HD 26 relativamente antigas. HD 201626 Têm uma luminosidade inferior à das estrelas de carbono C-N clássicas. Encontram-se, na sua generalidade, no halo galáctico e nos cúmulos globulares. O estudo das estrelas C-H pode proporcionar informação directa sobre o papel desempenhado pelas estrelas do halo de baixa e média massa, na evolução precoce da galáxia. Muitas destas estrelas são parte de sistemas binários e, acredita-se, que é o caso de todas as estrelas CH. Comparativamente às estrelas de Bário, são, provavelmente, o resultado de uma transferência de massa de uma estrela antiga de carbono clássica, para a, agora, estrela CH. São estrelas cujo espectro apresenta linhas de absorção fortes e, muitas vezes, variáveis de alguns metais, como o zinco, o estrôncio, o cobre, o zircónio e o bário, e deficiências de outros, como o cálcio e/ou o escândio. Estes conteúdos anómalos devem-se ao fato de alguns elementos, que absorvem melhor a luz, serem empurrados até à superfície, enquanto outros se afundam devido à força da gravidade. Este efeito tem lugar, somente, se a velocidade da rotação for baixa. Normalmente, as estrelas do tipo A tem uma rotação acelerada, mas a maior parte das estrelas Am fazem parte de um sistema binário onde a rotação das duas estrelas diminui devido à força de maré. Cástor B Mizar B Alfa Volantis Um Orionis Aa Alkurhah A Estrela Compacta (objeto compacto) Estrela de Nome que se dá às estrelas que podem ser anãs brancas, estrelas de neutrões, estrela exótica ou um buraco negro. Esta expressão feralmente é usada quando a natureza de uma estrela é desconhecida, mas as evidências sugerem que é muita massiva e tem um raio pequeno, o que leva a concluir que pode ser um dos casos acima citados. Objeto astronómico formado par bosões (as estrelas comuns são formadas Bosões Estrelas de Chumbo Estrelas de Ferro Estrela de Hélio Variável de Hélio por femiões). Para que este tipo de estrela exista, deve haver um tipo de bosão estável de pequena massa. Ainda não há qualquer evidência que prove a existência deste tipo de bosão, no entanto, seria possível detectar este tipo de estrelas através da observação da radiação gravitacional emitida por um par de estrelas de bosões co-orbitantes. As estrelas de bosões poderiam ter sido formadas pelo colapso gravitacional nos primórdios nos primórdios do Big Bang. Pelo menos, em teoria, uma estrela supermassiva de bosões poderia existir no centro de uma galáxia, o que explicaria muitas das propriedade observadas nos núcleos ativos. As estrelas de bosões foram propostas como possíveis candidatas a objetos de matéria escura. Estrela de baixa metalicidade que apresenta alta concentração de chumbo e bismuto, em relação a outros produtos do processo S. Tipo hipotético de estrela que poderia formar-se no Universo em 101500 anos. A premissa por detrás das estrelas de ferro estabelece que a fusão fria através do tunelamento quântico faria com que os núcleos leves se fundissem em núcleos de ferro-56. Os processos de fissão e emissão de partículas-alfa fariam com que o núcleo pesado decaísse em ferro, convertendo os objetos de massa estelar em esferas frias de ferro. A formação deste tipo de estrelas só seria possível caso se se comprovasse que o protão não decai. Estrela do tipo espectral O ou B cujo espectro mostra linhas de absorção γ2 Velorum de hélio especialmente fortes, e linhas de hidrogénio débeis ou ausentes. As estrelas de hélio estremas não apresentam traços de hidrogénio, α Telescopii enquanto as estrelas de hélio médias mostram linhas de hidrogénio visíveis mas mais débeis do que nas estrelas normais. A perda das camadas exteriores de hidrogénio, deixando exposto o núcleo de hélio, pode dever-se a um forte vento estelar (como nas estrelas de Wolf-Rayet), ou à transferência de massa numa estrela binária, cujos componentes estão muito próximos (estrelas binárias de contacto). Estrela Bp onde a intensidade das linhas de absorção de hélio varia periodicamente. Estrela de MercúrioManganês Estrela de Preões Estrela de quarks ou estrela estranha Tipo de estrela peculiar que apresenta uma raia espectral a 398,4 nm, devido à absorção de mercúrio ionizado. São do tipo espectral B8 ou B9, e possuem duas características distintas: 1. Um excesso de atmosfera de elementos como fósforo, manganês, gálio, estrôncio, ítrio, zircónio, platina e mercúrio; 2. Ausência de um campo magnético forte. A rotação deste tipo de estrelas é relativamente vagarosa e, consequentemente, as suas atmosferas costumam ser calmas. Alguns tipos de átomos “submergem” sob a força da gravidade, enquanto outros são empurrados para o exterior da estrela pela pressão de radiação, compondo uma atmosfera não-homogénea. Estrela compacta, hipotética, composta por preões (grupo de partículas subatómicas que, teoricamente, poderiam compor os quarks e os leptões). As estrelas de preões teriam altíssimas densidades teriam densidades altíssimas, excedendo 10-23 g/cm3 – intermediárias entre estrelas de neutrões e buracos negros. Em princípio, estes objetos poderiam ser detectados por meio de lentes gravitacionais de raios gama. A existência deste tipo de estrelas explicaria, parcialmente, a discrepância entre as observações e os cálculos cinemáticos sobre a massa das galáxias que levaram à hipótese da matéria escura. Seriam originadas a partir de explosões de supernovas ou a partir do big bang, apesar de ser difícil explicar como é que objetos tão compactos poderiam ser formados desta forma. Tipo de estrela exótica hipotética, composta por quarks ou matéria estranha. Estas seriam fases ultra-densas de matéria degenerada, teorizada, como os casos formados a partir de estrelas de neutrões massivas. Teoricamente, quando a matéria neutra-degenerada, pela força da própria gravidade, a estrela atinge pressão suficiente, os neutrões desagregam-se em quaks (quark Up e quark Down). Alguns destes quarks Alpheratz Gienah Corvi Mulipheir Dabih Minor Dabih Estrelas de neutrões super densas observadas Estrelas de Tecnécio Estrelas do Tipo Tardio Estrelas Escuras podem vir a tornar-se quarks Strange (estranho), formando assim a “matéria estranha”. A estrela, então, passar-se-ia a chamar “estrela quark” ou “estrela estranha”, semelhante a um hadrão gigante. Dois candidatos a estrelas de quarks (ou estrelas estranhas), observados a 12 de Abril de 2002 pelo Observatório de raios-X Chandra, os quais tinham sido, previamente tratados como sendo estrelas de neutrões. Baseados sobre as leis da física conhecidas, o primeiro parece ser muito menor e o segundo muito mais frio do que deveriam ser, sugerindo que são compostas por material mais denso que o neutrino. No entanto, estas observações têm sido colocadas em causa por cientistas que defendem que os resultados não são conclusivos. Estrela cujo espectro revela a presença do elemento tecnécio. As primeiras estrelas deste tipo foram descobertas em 1952, proporcionando a primeira prova directa da nucleossíntese estelar. Como os isótipos mais estáveis de tecnécio têm uma vida média de alguns milhões de anos, a única explicação para a presença deste elemento no interior das estrelas é que foi criado num passado recente. Observou-se a presença de tecnécio nalgumas estrelas M, Ms, S e estrelas C. Estrelas da classe K ou classe M. Este termo foi dado no início do século XX, quando se acreditava que as estrelas começavam a “vida” como estrelas do tipo inicial das classes O, B ou A e, consequentemente, arrefeceriam em estrelas do tipo tardio. Tipo teórico de estrela que pode ter existido no Universo primitivo, antes da formação das estrelas comuns. Seriam formadas por matéria comum, tal como as actuais estrelas, mas com uma concentração de matéria escura de neutrino elevadíssima, o que geraria calor através das reacções de aniquilação entre as partículas de matéria escura. Este calor preveniria que as estrelas entrassem em colapso e se tornassem compactas como as estrelas actuais, evitando, RX J1856.5 XTE J1739285 R Hydrae T Ceti Ji Cygni Estrelas Exóticas Estrelas FU Orionis Estrelas Gigantes assim, que a fusão dos átomos de matéria normal se iniciasse. Segundo este modelo, a estrela de matéria escura seria uma enorme nuvem de hidrogénio e hélio cujo tamanho variaria entre 4 e 2.000 unidades astronómicas de diâmetro. A temperatura superficial seria demasiado baixa para que a radiação fosse visível a olho nu. É possível que as estrelas escuras tenham sobrevivido. Apesar de não emitirem luz visível, seriam detectáveis através das suas emissões de raios gama, neutrinos e de antimatéria. Caso haja sobreviventes, estarão associadas a nuvens de hidrogénio. Estrela compacta com alguns elementos que não só os electrões, os protões e os neutrões, em luta contra o colapso gravitacional gerado pela pressão de degenescência. Esta classe incluiria as estrelas estranhas e as estrelas de preões. As estrelas exóticas são objectos hipotéticos, no entanto, observações efectuadas pelo Chandra X-Ray Observatory, a 10 de Abril de 2002, detectaram duas candidatas a estrelas estranhas (RX J1852.5-3754 e 3C58, as quais, pensava-se, serem estrelas de neutrões. Segundo uma análise dos dados, a primeira delas parece ser muito menor e a segunda muito mais fria do que poderiam ser, sugerindo que são compostas por algum tipo de matéria desconhecido de matéria mais densa do que o neutrino. No entanto, estas observações têm estado sob o ataque de cientistas que dizem que os resultados não foram conclusivos. São estrelas da pré-sequência principal que apresentam mudanças V1057 Cygni extremas na magnitude aparente e tipo espectral. Um exemplo deste tipo de estrela é a V1057 Cygni, que aumentou a magnitude aparente em 6 e transitou de classe espectral dKe para F. Tratam-se de estrelas com um raio e uma luminosidade muito superiores Alcyone aos de uma estrela da sequência principal com a mesma temperatura Thuban superficial. Tipicamente, as estrelas gigantes t~em raios que variam entre 10 a 100 raios solares e luminosidades entre 10 e 1.000 vezes a luminosidade solar. σ Octantis As estrelas com uma luminosidade superior à das estrelas gigantes são denominadas supergigantes e hipergigantes. Uma estrela quente e luminosa da sequência principal também pode ser citada como gigante. Devido aos raios e luminosidades com altos valores, as estrelas gigantes estão acima da sequência principal, correspondendo às luminosidades Classes II ou III Estrelas Gigantes Luminosa s Scheat Pertencem à classe de luminosidade II na classificação MKK. São estrelas cujas Características são intermédias entre as de uma estrela gigante e as de uma estrela supergigante. Em geral, entram deste grupo Ras Algethi A as estrelas gigantes com uma luminosidade especialmente alta, se bem que não são tão brilhantes nem tão massivas para poderem ser classificadas como supergigantes. Estrelas Herbig Ae/Be São estrelas jovens pertencentes aos tipos espectrais A e B, que ainda não entraram na sequência principal. Estão envolvidas por nuvens de gás e poeiras e podem estar rodeadas por um disco circum-estelar. Têm uma massa entre 2 a 8 massas solares. O seu nome deve-se ao astrónomo George Herbig, que em 1960 distinguiu este tipo de estrelas entre as outrs. Os critérios para distinguir as estrelas Herbig Ae/Be são: - Tipo espectral anterior a F0 (s estrelas do tipo F, G, K e M são estrelas T Tauri); - Linhas de emissão Balmer no espectro (similares às estrelas T Tauri) - Excesso de radiação no infravermelho em comparação com as estrelas comuns, devido a poeira circum-estelar (para distingui-las das estrelas Be clássicas) LkHa 198 Estrela Intergalác tica Estrelas lambda Bootis Estrelas múltiplas Em certas ocasiões, as estrelas Herbig Ae/Be apresentam significativas mudanças no brilho. Pensa-se que é devido à exist~encia de agrupamentos (proto-planetas ou planetesimais) no disco circum-estelar. Objetos parecidos com as estrelas Herbig Ae/Be, mas com massa menor (inferior a 2 massas solares), são as já citadas estrelas T Tauri, que correspondem a estrelas do tipo espectral F, G e M, que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos similares com massa superior a 8 massas solares, pois evoluíram muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal. É uma estrela que não pertence a nenhuma galáxia. Estas estrelas foram a causa de muitos debates na comunidade científica durante os finais dos anos 90 e a crença geral é a de que são o resultado da colisão entre galáxias. São uma classe de estrelas com linhas metálicas débeis cujo tipo espectral está compreendido entre B e f. Têm falta de elementos pesados (particularmente do grupo do ferro), com excepção de carbono, nitrogénio, oxigénio e enxofre. A natureza das estrelas Lambda Bootis não é bem conhecida. Conjunto de estrelas aparentemente tão próximas umas das outras que, a Castor olho nu, parecem uma só. O caso mais vulgar de estrelas múltiplas são os conjuntos de duas Trapézio estrelas, também designados por estrelas binárias. As estrelas múltiplas constituídas por três estrelas podem ser designadas por estrelas tríplices Mizar ou sistemas estelares trenários. A proximidade das estrelas pode ser só aparente, estando estas muito afastadas entre si, em posições que nos parecem visíveis na mesma linha de visão. Neste caso o conjunto designa-se por estrela múltipla óptica ou estrela múltipla aparente. Em geral, os elementos estão ligados por gravitação, com todos os elementos gravitando em torno do centro de gravidade do sistema. Nestes casos designa-se o sistema estelar resultante como uma estrela múltipla física. Nos sistemas compostos por três ou mais, é vulgar encontrar uma organização hierárquica, com duas estrelas mais próximas, formando uma estrela binária e uma terceira 8que pode também ser binária ou até outra múltipla com organização hierárquica) movendo-se numa órbita maior em volta do centro de massa do sistema. Estrelas Negras Objecto gravitacional composto por matéria. Trata-se de uma alternativa teórica ao conceito de buraco negro da relatividade geral. A construção teórica foi desenvolvida através do uso da teoria da gravitação semiclássica. Uma estrutura idêntica deveria existir também pelo sistema Einstein-Maxwell-Dirac o qual é o limite (super)clássico da electrodinâmica quântica. Uma estrela negra não precisa de ter um horizonte de eventos, e pode ou não ser uma fase transicional entre uma estrela em colapso e uma singularidade. Uma estrela negra é criada quando a matéria se comprime a uma taxa significativamente menor que a velocidade de queda livre de uma partícula hipotética a cair para o centro desta estrela, devido ao facto que os processos quânticos criam polarização do vácuo, o qual cria uma forma de pressão de degeneração, prevenindo o espaço-tempo (e as partículas retidas nele) de ocupar o mesmo espaço ao mesmo tempo. Esta energia é teoricamente ilimitada e se se formar suficientemente rápido, irá prevenir o colapso gravitacional de criar uma singularidade. Isto pode implicar uma taxa cada vez menor de colapso, conduzindo a um tempo infinito para o colapso, ou assimptoticamente, aproximando-se a um raio que não seja zero. A estrela negra com um raio um pouco maior que o horizonte de eventos previsto para um buraco negro de massa equivalente aparecerá com uma visibilidade muito escura , porque quase toda a luz produzida retorna para a estrela. Qualquer luz que escapar será seriamente afectada pela gravidade, gerando um desvio para o vermelho nessa luminosidade. Irá aparecerquase exactamente como um buraco negro. Cracteriza a radiação Hawking como partículas virtuais criadas na sua vizinhança Estrelas OB Estrelas Padrão Estrelas Peculiares (ou estrelas quimicame nte peculiares) São estrelas massivas e quentes que aparecem em grupos denominados de associações OB. Têm uma vida curta e, portanto, não se afastam muito do local onde foram formadas. Durante a vida emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta. Esta radiação, rapidamente, ioniza o gás da gigante nuvem molecular que envolve as estrelas, formando uma região HII ou esfera de Stromgren. São estrelas que compreendem uma série de estrelas cujas emissões luminosas foram medidas em detalhe nas várias bandas presentes do sistema fotométrico. Outros objectos podem ser observados utilizando câmaras com CCD ou fotómetros fotoeléctricos ligados a um telescópio e, o fluxo, ou quantidade de luz recebida, pode ser comparada a uma estrela padrão para que se possa determinar o seu brilho exacto, ou magnitude estelar do objecto. Refere-se a estrelas cuja abundância em metais é anómala, pelo menos nas camadas superficiais. As estrelas quimicamente peculiares são frequentes entre as estrelas quentes da sequência principal, em cujo interior se produz a fusão nuclear de hidrogénio. Foram divididas em quatro classes principais, de acordo com os seus espectros: 1) Estrelas pobres em hélio, que parecem ter menos hélio do que o esperado; 2) Estrelas de Mercúrio-manganês (HgMn), com fortes linhas de absorção de manganês e mercúrio no espectro. 3) Estrelas Ap, com campos magnéticos intensos e linhas de absorção fortes em sílicio, cromo, estrôncio, európio e outros. 4) Estrelas com linhas metálicas (Am), com linhas fortes de certos metais e linhas débeis de cálcio e escândio. Algumas estrelas apresentam características mistas de várias destas classes. De modo geral, pensa-se que a peculiar composição química observada na superfície destas estrelas é causada por processos que tiveram lugar após a formação da estrela, tais como difusão ou efeitos magnéticos das camadas exteriores da estrela. Estes processos fazem com que alguns elementos assentem nas camadas inferiores da atmosfera, enquanto LH72 IAUS272 LH72 Incluem a maior parte das estrelas de carbono e estrelas do tipo S. Estrela 1159 outros elementos ascendem desde o interior até à superfície, provocando as particularidades espectrais observadas. Supõe-se que o interior da estrela, assim como a estrela no seu conjunto, possui uma abundância química mais normal que reflecte a composição da nuvem de gás a partir da qual se formou. Também existem estrelas peculiares frias, estrelas de tipo espectral G ou posterior, mas habitualmente estas estrelas não são da sequência principal. De modo geral, estas estrelas são identificadas pelo nome da sua classe ou alguma etiqueta específica adicional, ficando a frase quimicamente peculiar restringida aos membros de um dos tipos de estrelas quentes descritos acima. Muitas das estrelas quimicamente peculiares frias são o resultado da mistura de produtos da fusão nuclear desde o interior até à superfície da estrela. Frequentemente denominada estrela pré-degenerada, é uma estrela com PG 1159-035 pouco hidrogénio na atmosfera. Está em estado de transição de uma estrela principal de nebulosa planetária para uma anã branca quente. Este tipo de estrela é muito quente, tendo uma temperatura superficial que varia entre 75.000 K e 200.000 K e são caracterizadas por atmosferas pobres em hidrogénio e linhas de absorção para o hélio, o carbono e o oxigénio. A gravidade típica deste tipo de estrelas varia entre 104 a 106 m/s2. Algumas estrelas ainda realizam a fusão do hélio. As estrelas PG 1159 receberam este nome em referência à estrelaprotótipo PG 1159-035. Esta estrela, descoberta pelo projecto de busca astronómica Palomar-Green por objectos estelares que apresentam excesso de raios ultravioletas, foi a primeira a ser descoberta. Acredita-se que as composições atmosféricas das estrelas PG 1159 sejam fora do comum, pois, após deixar o ramo gigante assimptótico, elas reiniciaram o processo de fusão de hélio. Como resultado, a atmosfera de uma estrela PG 1159 é composta por uma mistura de materiais que se encontravam entre as camadas de fusão do hidrogénio e a de fusão de hélio da estrela progenitora do ramo assimptótico. Crê-se que estas estrelas, eventualmente, perdem massa, arrefecem e tornam-se anãs brancas da classe DO. Algumas estrelas PG 1159 apresentam variação na luminosidade. Estas estrelas variam subtilmente (5-10%) em brilho devido à onda Estrela présequência Principal (também chamada de estrela PSP e objecto PSP) Estrelas-Q gravitacional não-radial nos interiores. Vibram em vários simultaneamente, apresentando períodos típicos de 300 a 3.000 segundos. Estrela que se encontra num estágio de desenvolvimento anterior à sequência principal. Uma estrela PSP pode ser uma estrela T Tauri ou uma estrela FU Orions (menor a 2 massas solares) ou uma estrela Herbig Ae/be (de 2 a 8 massas solares). A fonte de energia destas estrelas é a contracção gravitacional (em oposição à combustão de hidrogénio das estrelas da sequência principal). No diagrama H-R, o estágio de pré-sequência principal com massas inferiores a 0,5 massas solares traduz-se num movimento ao longo das trilhas de Hayashi (num movimento descendente quase vertical) e posteriormente ao longo das trilhas de Henyey (para a esquerda, quase horizontalmente, rumo à sequência principal). As estrelas PSP podem ser diferenciadas das estrelas anãs da sequência principal através dos espectros estelares para mensurar a correlação entre a gravidade e a temperatura. Uma estrela PSP apresentará um raio maior do que o de uma estrela da sequência principal, sendo assim menos densa e possuindo uma gravidade superficial mais baixa. Enquanto a matéria circundante estiver a ser atraída para a condensação central, o objecto é considerado uma proto-estrela. Quando o envelope de gás/poeira desaparece e o processo de acreção se encerra, a estrela passa a ser considerada uma estrela pré-sequência principal. As estrelas pré-sequência principal tornam-se opticamente visíveis após o birthline estelar. O estágio de estrela pré-sequência principal dura menos do que 1% da vida de uma estrela (em contraste, uma estrela passará 80% da sua vida na sequência principal). Acredita-se que durante este estágio todas as estrelas possuem densos discos circum-estelares, prováveis locais de formação de planetas. Também são conhecidas como buracos cinzas. São objetos hipotéticos, formados por matéria compacta num estado exótico. As Estrelas Q podem ser confundidas com buracos negros. Estrelas retardatári as azzuis ou blue Stragglers Estrelas subanãs São estrelas pertencentes à sequência principal, em aglomerados abertos ou globulares, que se diferenciam por serem mais luminosas e azuis do que as estrelas no ponto de saída da sequência principal do aglomerado. As retardatárias azuis foram descobertas por Allan Sandage em 1953, quando realizava a fotometria das estrelas do aglomerado globular M3. As teorias padrão da evolução estelar definem que a posição de uma estrela no diagrama de Hertzsprung-Russell poderia ser determinada quase inteiramente pela massa inicial e pela idade. Num aglomerado, todas as estrelas formaram-se, mais ou menos, na mesma altura. Assim, num diagrama H-R para um aglomerado, todas as estrelas deveriam agrupar-se ao longo de uma curva determinada unicamente pela idade do aglomerado, com as posições individuais das estrelas determinadas apenas pela massa inicial de cada uma. Por terem massas duas a três vezes maiores do que as do resto da sequência principal, as retardarias azuis aparentam ser excepções à regra. É provável que a resolução deste problema esteja relacionado com as interacções entre duas ou mais estrelas, nas regiões densas dos aglomerados nos quais este tipo de estrela é encontrada. Estrela de classe de luminosidade VI, no sistema de classificação espectral de Yerkes. Caracterizam-se como estrelas com luminosidade 1,5 a 2 magnitudes, abaixo daquela das estrelas da sequência principal do mesmo tipo espectral. Num diagrama de Hertzsprung-Russell, as subanãs aparecem abaixo da sequência principal. O termo “subanã” foi cunhado por Gerar Kuiper em 1939, para se referir a uma série de estrelas com espectros anómalos que haviam sido previamente denominados “anãs brancas intermediárias”. Aglomerados: M3 Tucanae NGC 6752 Aglomerado M3 Subanãs frias Subanãs quentes Tal como as estrelas da sequência principal, as subanãs frias (das classes espectrais de G a M) produzem a energia através da fusão do hidrogénio. A explicação para a luminosidade abaixo do esperado para essas estrelas reside na baixa metalicidade deste tipo de estrelas: são pobres em elementos mais pesados do que o hélio. A metalicidade mais baixa das subanãs frias diminui a opacidade das suas camadas mais externas, o que diminui a pressão da radiação, resultando numa estrela menor e mais quente para determinada massa. Essa baixa opacidade também permite que elas emitam uma percentagem maior de luz ultravioleta para o mesmo tipo espectral relativo a uma estrela de População I, uma característica conhecida como excesso de ultravioleta. Estas estrelas são, de maneira geral, membros do halo da Via Láctea e frequentemente, possuem altas velocidades espaciais em relação ao Sol. Subclassificação: subanã fria e subanã extrema. SSSPM J19304311 As subanãs quentes, dos tipos espectrais O e B, também denominados “estrelas do ramo horizontal extremo” constituem uma classe inteiramente objectos diferentes em comparação com as sub-anãs frias. Representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, causado pela perda das camadas mais externas de hidrogénio de uma gigante vermelha, antes de o núcleo começar a fundir o hélio. A razão pela qual há esta perda de massa prematura ianda não é clara, mas acredita-se que a interacção das estrelas de um sistema binário seja um dos principais mecanismos. As estrelas sub-anãs tipo B, sendo as mais luminosas das anãs brancas, constituem uma boa parte da população das estrelas quentes nos sistemas solares velhos, como os aglomerados globulares e as galáxias elípticas. Estrela de Kapteyn APMPM J0559-2903 À esquerda, comparação de ULAS1350 com as sub anãs de ti L anteriormente conhecidas. À direita, concepção artística trajectória e posição de ULAS1350 em nossa galáxia. Como aprecia na figura, as sub anãs se encontram no halo da V Láctea. Créditos: Nicolas Lodieu/GTC (OSIRIS). Groombridge UM Cassiopeiae SSSPM J15493544 Sub-anã B Estrelas Supergiga ntes Tipo de estrela de classe espectral B. Constituem as “estrelas do extremo do ramo horizontal” no diagrama de Hertzsprung-Russell. Apresentam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando uma estrela gigante vernelha perde as camadas de hidrogénio externas antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das estrelas num sistema de estrelas binárias seja um dos principais mecanismos. As sub-anãs solitárias podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas. Como as sub-anãs B são mais luminosas do que as anãs brancas, constituem um importante componente na população das estrelas quentes nos velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, galáxias em espiral, bulbos e galáxias elípticas. Estas estrelas destacam-se nas imagens de ultravioleta. As sub-anãs quentes são apontadas como a causa do UV-upturn na emissão luminosa das galáxias elípticas. Pensa-se que as sub-anãs tornem-se anãs brancas sem passar por mais nenhuma fase de estrela vermelha. Possuem massas de aproximadamente 0,5 massas solares, e apenas 1% de hidrogénio, sendo o restante composto por hélio. O raio destas estrelas varia entre 0,15 a 0,25 raios solares e a temperatura ente 20.000 a 40.000 K. As sub-anãs quentes constituem um grupo na classificação espectroscópica. Estão entre as estrelas mais maciças. No diagrama de HertzsprungRussell ocupam a parte superior. Ma classificação espectral de Yerkes estão na classe la (supergigantes mais luminosas) ou lb (supergigantes menos luminosas). Psuuem magnitudes bolométricas (absolutas) entre -5 e -12. As mais luminosas das supergigantes são, frequentemente, classificadas como hipergigantes de classe 0. Podem ter massas entre 8 a 70 massas solares e brilho de 30.000 a centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol. Variam grandemente em raio, geralmente entre 30 a 500, ou mesmo em mais de 1000 raios solares. A lei de Stephan-Boltzmann estabelece que as superfícies relativamente frias das supergigantes vermelhas irradiam muito menos energia por unidade de área do que aquelas das supergigantes azuis. Assim, para V361 Hydrae V1093 Herculis HW Virginis V391 Pegasi HW Virginis Rigel Betelgeuse Antares VY Cannis Majoris VV Cephei V354 Cephei Estrelas T.Tauri dada luminosidade, as supergigantes vermelhas são maiores do que as KW Sagitarii suas contrapartidas azuis. Por causa da massa excessiva, estas estrelas t~em um ciclo de vida curto, KY Cygni de 10 a 50 milhões de anos, e são observadas principalmente em estruturas cósmicas jovens como os aglomerados abertos, os braços das galáxias espirais e galáxias irregulares. São menos abundantes no núcleo das galáxias espirais e raramente são observadas nas galáxias elípticas ou nos aglomerados globulares, a maioria dos quais supõe-se serem constituídos de estrelas velhas. Há supergigantes em todas as classes espectrais, desde as jovens supergigantes azui classe O até às velhas supergigantes vermelhas classe M. A modelagem das supergigantes é ainda uma área de pesquisa ativa e é dificultada por razões como a perda de massa estelar. Em vez de fazer a modelagem das estrelas individualmente, a tendência mais recente tem sido a de modelar aglomerados de estrelas e fazer, então, a comparação da distribuição dos modelos resultantes com a distribuição observada das supergigantes em galáxias como as Nuvens Magalhães. Estima-se que as primeiras estrelas do Universo eram consideravelmente mais brilhantes e maciças do que as estrelas do universo moderno. Estas estrelas eram parte de uma hipotética população III de estrelas. A sua existência é necessária para explicar as observações feitas de elementos além do hidrogénio e do hélio nos quasares. Imagina-se que as antecedentes da maioria das supernovas do tipo II sejam supergigantes vermelhas. Todavia a antecedente da supernova 1987ª foi uma supergigante azul. Acredita-se que tenha sido uma supergigante vermelha antes de perder as camadas exteriores devido ao vento estelar. Estrelas do tipo variável irregulares nomeadas a partir do objeto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e identificam-se pela variabilidade etelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera. Têm uma massa inferior a duas massas solares, e temperaturas superficiais idênticas à do Sol, mas com uma luminosidade significativamente mais alta devido ao raio. Pensa-se que as temperaturas centrais sejam demasiado baixas para iniciar reações Estrelas do tipo S Estrelas SC termonucleares, tendo como fonte de energia a libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo chegar a só alcançar este estado entre 10 a 100 milhões de anos. Têm períodos de rotação curtos, são muito ativas e variáveis. Este tipo de estrela mostra uma intensidade de emissões de raios X e raios gama alta e variável, muitas apresentando ventos solares fortes. Os espectros apresentam uma maior abundância de lítio do que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K. Cerca de metade das estrelas T Tauri estudadas têm discos circum estelares, denominados neste caso, discos proto-planetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários. São estrelas gigantes vermelhas do tipo espectral S, similares às do tipo M, excepto que os óxidos dominantes do seu espectro são os formados por metais do quinto período da tabela períodica (zircónio, ítrio, etc.) em vez do quarto período (titânio, escândio e vanádio). As estrelas do tipo S apresentam bandas intensas de cianogénio e contêm linhas espectrais de lítio e tecnicio. As estrelas S puras, chamadas também estrelas de zircónio, são aquelas onde as bandas de óxido de zircónio são muito intensas e as de óxido de titânio estão ausentes ou são apenas perceptíveis. São estrelas intermédias entre as estrelas do tipo S e as estrelas de R Geminorum carbono, mostrando uma relação entre os conteúdos de carbono e S cassiopeiae oxigénio próxima da unidade. Quase todas as estrelas do tipo S são variáveis de período longo. Estrelas variáveis Estrelas cuja luminosidade varia numa escala de tempo menor do que 100 anos. Enquanto que a maior parte das estrelas têm uma luminosidade praticamente constante – como o Sol, que não apresenta praticamente nenhuma variação mensurável (cerca de 0,1 num ciclo de 11% anos) – a luminosidade Estrela Variável Simbiótica Sistema formado por uma estrela variável binária variável, no qual uma das estrelas tem as camadas posteriores expandidas e ejeta-as rapidamente, enquanto que a outra é uma estrela quente (geralmente uma anã branca), que ioniza o gás ejetado. Estrelas WolfRayet (WR) São estrelas evoluídas, muito massivas (mais de 20 massas solares), e que Gamma perdem as suas massas rapidamente por meio de ventos solares muito Velorum fortes, com velocidades superiores a 2.000 km/s. Enquanto o Sol perde 1014 da sua massa num ano, uma estrela WR perde 10-5 massas solares por ano. As temperaturas variam entre 25.000 e 50.000 K. Fusor Termo proposto para a UAI por Gibor Barsi, professor de astronomia na Universidade da Califórnia em Berkeley, para ajudar a tornar mais clara a nomenclatura dos corpos celestes. Sob esta definição um fusor poderia ser definido como sendo “um objeto que promove a fusão nuclear no decorrer do seu tempo de vida”. Esta definição inclui qualquer forma de fusão nuclear, ou seja, a menor massa possível de um fusor equivale a 13 massas de Júpiter, a partir deste ponto a fusão do deutério torna-se possível. A massa requerida para isto é significativamente menor do que a massa necessária para sustentar a fusão do hidrogénio, que é de 60 vezes a massa de Júpiter. Não se pode considerar objetos de massa inferior a 75 vezes a massa de Gigante Azul Gigante Vermelha Júpiter como de natureza estelar. Estrela pesada, com uma massa 18 vezes a massa do Sol, muito quente e brilhante, do tipo espectral O ou B. No Diagrama de Hertzsprung-Russell. As gigantes azuis são encontradas no canto superior esquerdo graças à sua luminosidade. As gigantes azuis são extremamente luminosas, atingindo magnitudes de -5, -6 ou mesmo menor (as magnitudes estelares seguem uma escala logaritmica e portanto, quanto mais negativa, maior o valor da grandeza). As temperaturas da gigante azul são tão altas (20.000 K ou mais) que uma quantidade considerável da sua energia é emitida através da radiação ultravioleta. Muitas destas estrelas são encontradas em Associação OBs, grandes grupos de estrelas fracamente ligadas entre si pela gravidade. Como elas são muito pesadas, espera-se que o seu tempo de vida seja muito menor do que o de estrelas menores (na ordem das dezenas a centenas de milhões de anos). As teorias atuais prevêem que este tipo de estrelas acabe a vida como supernovas, Estrela gigante luminosa de massa pequena ou intermédia (entre 0,5 e 10 massas solares), numa fase avançada da evolução estelar. A atmosfera exterior é inflada e ténue, fazendo com que o raio seja imenso e a temperatura superficial seja baixa (abaixo dos 5.000 K). A aparência das gigantes vermelhas é de cor amarelo-laranja a vermelho, incluindo os tipos espectrais K e M, mas também as estrelas classe S e a maioria das estrelas de carbono. As estrelas gigantes mais comuns são as chamadas estrelas do ramo das gisgantes vermelhas (estrelas RGB), cujas camadas ainda se encontram na fase da fusão de hidrogénio em hélio, enquanto que o núcleo é formando por hélio em estado inerte. Outro caso de gigantes vermelhas são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), que produzem carbono a partir do hélio pelo processo triplo-alfa. As estrelas de carbono do tipo C-N e C-R avançadas pertencem ao ramo AGB. Mu Regor Rigel Regulus Saiph Deneb Regulus Aldebarã Arcturus Gamma Crucis (GaCrux) Antares Betelguese Arcturus Hipergiga nte Amarela Hipernova Objeto de ThorneZytkow Estrela muito massiva, com uma atmosfera estendida, que pode ser Rho classificada como de classe espectral de A tardio até K, com uma massa Cassiopeiae de 20-50 massas solares. As hipergigantes amarelas têm sido observadas a experimentar erupções periódicas, resultando num periódico ou contínuo brilho da estrela, respetivamente. As hipergigantes amarelas parecem ser extremamente raras no universo. Devido à sua taxa extremamente rápida de consumo de combustível nuclear, estas estrelas apenas permanecem na sequência principal por poucos milhõe de anos antes de se destruírem numa supernova massiva ou hipernova. Tipo teórico de supernova produzido quando as estrelas excepcionalmente grandes desmorona no fim do ciclo da vida. Numa hipernova, o núcleo da estrela colapsa diretamente num buraco negro e dois jatos extremamente energéticos de plasma são emitidos dos pólos que se encontram numa rotação a uma velocidade próxima à da luz. Estes jatos emitem raios gama intensos e são uma explicação para algumas erupções de raios gama. Nos anos recentes houve um aumento da compreensão na comunidade científica, destes eventos. Tipo hipotético de estrela caracterizado por uma supergigante ou gigante vermelha, contendo uma estrela de neutrões no núcleo. Foram hipotetizados por Kip Thorne e Anna Zytkow em 1977, mas apesar de haver vários candidatos, ainda nenhuma objeto foi confirmado. Este tipo de objeto estelar será formado quando uma estrela de neutrões colide com uma estrela tipicamente gigante ou supergigante vermelha. Os objetos de colisão podem ser estrelas que se encontrem a vagar pelo espaço. A formação deste tipo de objeto só é possível em aglomerados globulares extremamente densos. De maneira alternativa, a estrela de neutrões poderia formar-se num sistema binário. Como a supernova é perfeitamente simétrica, a estrela de neutrões ficará com uma velocidade baixa em relação à sua órbita original. Esta discrepância pode fazer com que a nova óbita faça interseção com a da sua companheira, ou, se a sua companheira for uma estrela da sequência principal, a estrela pode ser absorvida pela companheira durante a sua evolução para o estágio de Graphic: HarvardSmithsonian Center for Astrophysics, Lobel et al Objeto Estelar Jovem (OEJ) Planetar gigante vermelha. Uma vez que a estrela de neutrões entra na gigante vermelha, o arrasto entre a estrela de neutrões e as camadas externas difusas da gigante vermelha provoca a decadência da órbita do sistema binário, e a estrela de neutrões e o núcleo da gigante vermelha começam a circundar uma à outra numa espiral para o interior. Dependendo da separação inicial entre as duas estrelas, esse processo pode levar centenas de anos. Quando as duas finalmente colidem, a estrela de neutrões e o núcleo da gigante vermelha fundem-se. Se a massa combinada das duas estrelas exceder o Limite de Tolman-OppenheimerVolkoff, entrarão em colapso, formando um buraco negro, resultando numa supernova que dispersa as camadas estelares externas. De outra forma, as duas estrelas aglutinar-se-ão numa única estrela de neutrões. A superfície de uma estrela de neutrões é muito quente, cujas temperaturas excedem 1099 K: superando a temperatura do núcleo de todas as estrelas, excepto as mais massivas. Este calor é dominado pela fusão nuclear no gás em acreção ou pela compressão do gás pela gravidade da estrela de neutrões. Devido à alta temperatura, os processos nucleares incomuns podem ocorrer na medida em que o envelope da gigante vermelha é atraído pela superfície da estrela de neutrões. O hidrogénio pode fundir-se, produzindo um misto diferente de isótopos que não ocorreria numa nucleossíntese estelar vulgar, e alguns astrónomos propuseram que a nucleossíntese rápida do protão, que ocorre nas supernovas, também ocorre no interior dos objetos de Thorne Zytkow. Um objeto de Thorne-Zytkow pode assemelhar-se a uma supergigante vermelha ou, se for quente o bastante para repelir as camadas ricas em hidrogénio, uma estrela Wolf-Rayet rica em hidrogénio (tipo WN8). Refere-se a uma estrela nos primórdios da sua evolução. Esta classe consiste em dois grupos de objetos: as protoestrelas e as estrelas pré-sequência principal. Outro critério de subdivisão é baseado na massa; objetos estelares massivos, objetos estelares de massa intermédia e anãs castanhas. Os OEJ são, geralmente, classificados utilizando-se critérios baseados na inclinação das suas DEEs, estabelecido por Lada C.J. em 1987. Termo usado em astronomia para se referir a duas coisas 1) Anãs castanhas – objetos cujo tamanho é intermédio entre o dos Protoestrel a Pulsar binário Quase estrela (estrela buraconegro) planetas e o dasestrelas. 2) Planetas interestelares – planetas menores que as anãs castanhas, constituídos de massa fria e que não orbitam nenhuma estrela. Este tipo de objetos vagueia livremente pelo espaço. Ambas as definições foram propostas, mas nenhuma ganhou uso comum nas comunidades astronómicas e de ciência planetária. Período após a nuvem de hidrogénio, quando o hélio e a poeira interestelar começam a contrair-se, e encontra-se na fase antes de a estrela alcançar a sequência principal. Pulsar que possui um companheiro binário. Normalmente o PSR 1913+16 companheiro é um pulsar, uma anã branca ou uma estrela de neutrões. São um dos poucos objetos que permitem aos testar a relatividade geral, no caso de ocorrer um forte campo gravitacional. Apesar do companheiro binário ser normalmente difícil de observar, a taxa de pulsação do pulsar pode ser medida de maneira muito eficaz com o auxílio de radiotelescópios. Tipo hipotético estrela extremamente massiva que pode ter existido nos primórdios da história do universo. Diferentemente das estrelas modernas, que são mantidas pela fusão nuclear nos seus núcleos, a energia de uma quase-estrela viria de material absorvido por um buraco negro central. Prevê-se que uma quase-estrela se forme quando o núcleo de uma protoestrela de grandes dimensões entra em colapso, tornando-se um buraco negro durante a sua formação, e as camadas mais externas são massivas o suficiente para absorver a implosão de energia sem serem repelidas para fora (como acontece com as atuais supernovas). Uma estreladeste tipo teria que possuir no mínimo mil vezes a massa do Sol. Estrelas com estas dimensões só poderiam ter-se formado no princípio da história do Universo, antes de o hidrogénio e do hélio serem contaminados por elementos mais pesados. Uma vez que o buraco negro se tenha formado no núcleo da protoestrela, esta continuaria a gerar uma grande quantidade de energia radiativa a partir da absorção do material estelar adicional. Esta energia contrabalançaria a força da gravidade do buraco negro, criando um equílibrio similar àquele que sustenta as estrelas atuais, que geram Ramo Gigante Assimptóti co (AGB) Ramo horizontal (RH) energia através da fusão nuclear. Pensa-se que este tipo de estrelas teria um tempo de vida de cerca de um milhão de anos, período após o qual o núcleo do buraco negro já se teria expandido para dezenas de milhares de massas solares. Sugeriu-se que estes buracos negros de massa intermédia sejam a origem dos atuais buracos negros supermassivos. Prevê-se também que as quaseestrelas tenham temperaturas superficiais comparáveis às do Sol, mas, com diâmetros de aproximadamente de dez biliões de quilómetros ou mais de sete mil vezes o diâmetro do Sol, cada quase-estrela produziria uma emissão luminosa comparável à de uma pequena galáxia. Região do Diagrama de Hertzsprung-Russel, povoado por estrelas de massa baixa e moderada. Este é um período da evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim da sua vida. Visualmente, uma estrela do ramo gigante assimptótico irá aparecer como uma gigante vermelha. O interior é caracterizado por um núcleo central e inerte de carbono e oxigénio, uma camada em volta do núcleo onde ocorre a fusão do hélio, outra camada, em volta desta, onde ocorre a fusão do hidrogénio e, um grande invólucro composto de material similar a estrelas normais, contendo a estrela. Estágio da evolução estelar que se segue imediatamente após o ramo das gigantes vermelhas, em estrelas cujas massas são idênticas à do Sol. O flash de hélio no núcleo, que ocorre nas estrelas no ramo das gigantes vermelhas, provoca uma mudança substancial na estrutura estelar, resultando numa redução geral da luminosidade, alguma contração no envelope no envelope estelar, e emerge atingindo temperaturas mais altas. Estrelas do ramo horizontal queimam a partir da fusão do hélio no núcleo (através do processo triplo-alfa) e pela fusão do hidrogénio, num manto que envolve o núcleo. Os ramos horizontais foram descobertos durante os primeiros estudos fotográficos dos aglomerados globulares, destacando-se por estarem ausentes em todos os aglomerados abertos, que haviam sido estudados até então. O ramo horizontal recebe este nome porque em agrupamentos de baixa metalicidade, como aglomerados globulares, as estrelas do RH encontram-se dispostas ao longo de uma linha mais ou menos horizontal, Sistema Binário Sub-anã castanha Estrela subgigante no diagrama cor-magnitude. Sistema composto por dois corpos celestes, orbitando em volta de um centro de massa comum, ligados gravitacionalmente entre si e que, à vista desarmada, ou com uma pequena ampliação, aparentam ser apenas um. O termo é, frequentemente, utilizado para referir-se a estrelas binárias, mas também é utilizado noutros sistemas, tais como asteróides, planetas e galáxias. Segundo os recenseamentos efectuados entre as estrelas da Via Láctea, um terço dos sistemas estelares são binários. Tão próximos estão entre si que, muitas vezes, é necessário o uso de técnicas especiais para se ter a certeza se o objeto observado é ou não uma estrela dupla. Objeto de massa planetária que não orbita uma estrela, mas ão chega a ser considerado uma anã castanha, devido ao fato de a sua massa ser menor do que 13 massas de Júpiter – critério que qualifica uma anã castanha. Pertencente a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as Procyon A estrelas da sequência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão brilhantes quanto as verdadeiras gigantes. Acredita-se que sejam estrelas no fim do ciclo de fusão de hidrogénio, nos núcleos. As estrelas que tenham, em grosso modo, uma massa solar, isto faz com que o núcleo se contraia, o que aumenta a temperatura do mesmo, o suficiente para transformar a fusão do hidrogénio numa concha que envolve o núcleo. Isto faz com que a estrela entre em expansão, no processo para se tornar uma verdadeira gigante. No início da fase de subgigante, o diâmetro e o brilho aumentam, mas as mudanças de cor e temperatura não são muito significativas. Subgigantes que estão em processo de tornarem-se verdadeiras gigantes, têm diâmetros maiores e temperaturas mais baixas do que as estrelas de massa similar na sequência principal. A luminosidade total muda pouco durante o estágio de subgigante, uma Supergiga ntes Azuis Estrela Variável Gamma Cassiopeia e característica proeminente no diagrama de Hertzsprung-Russel de aglomerados globulares. Estrelas supergigantes de classe O ou B. São extremamente quentes e luminosas, com temperaturas à superfície entre 20.000 e 50.000 K. Têm, tipicamente, entre 10 a 50 massas solares e podem atingir um raio 25 vezes superior ao raio do Sol. Este tipo raro de estrelas está entre as estrelas mais quentes e mais brilhantes do Universo conhecido. Por causa da grande massa, estas estrelas t~em uma expectativa de vida relativamente baixa e são observadas principalmente em jovens estruturas cósmicas, tais como aglomerados abertos, nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. As supergigantes azuis raramente são observadas nos núcleos das galáxias espirais, galáxias elípticas ou aglomerados globulares, que geralmente têm estrelas mais velhas. Também denominada estrela em concha. Estrela cujo espectro exibe características indicativas de um disco circum-estelar de gás a rodear a estrela ao longo do equador. Estas estrelas exibem variações irregulares na luminosidade devido ao fluxo de matéria. As Variáveis Gamma Cassiopeiae têm uma rotação rápida, o que explica, parcialmente, o seu mecanismo, mas a natureza destas estrelas continua enigmática. Pertencem aos tipos espectrais de O7.5 a F5, mas os espectros são caracterizados por linhas de absorção extremamente alargadas devido à rápida rotação e do seu disco, o que também contribui para outras peculiaridades espectrais. As velocidades de rotação costumam ser de 200-250Km/s, não muito longe do ponto em que a aceleração rotacional provoca o colapso da estrela. O espectro e as características gerais das Variáveis Gamma Cassiopeiae são difíceis de serem interpretadas, considerando que as formações espectrais justapõem-se com a emissão de uma variável, o que faz com que a classe da luminosidade e a classe espectral exata, sejam facilmente interpretadas de maneira errada. Rigel Zeta Orionis Alnilam Saiph zeta orioni 27 Canis Majoris Beta Canis Minoris Gamma Cassiopeiae Phi Persi Beta Canis Minoris Gamma Cassiopeiae Variável Mira Pertence a uma classe de estrelas variáveis pulsantes caracterizadas por R Leporis uma coloração de vermelho intenso, períodos de pulsação maiores do que R Hydrae 100 dias, e amplitudes de luz maiores do que uma magnitude. São classificadas como gigantes vermelha nos estágios tardios da evolução estelar (o ramo gigante assimptótico), fase em que as camadas mais externas são expelidas na forma de nebulosas planetárias, tornando-se anãs brancas em períodos de poucos milhões de anos. Acredita-se que as variáveis Mira sejam estrelas cuja massa seja menor que duas massas solares, mas podem ser milhares de vezes mais luminosas do que o Sol, devido aos seus envelopes vastos e distentidos. Uma explicação para a pulsação destas estrelas é a de que os pulsos são provocados pela expansão e contração da estrela como um todo. Isso ocasiona uma mudança na temperatura, assim como no raio – dois fatores que causam variações na luminosidade. O período de pulsação é a função da massa e do raio de uma estrela. Os primeiros modelos das estrelas variáveis Mira pressupunham que a estrela permanecia esfericamente simétrica durante este processo. Uma pesquisa recente das estrelas variáveis Mira descobriu que 75% destas estrelas que poderiam ser descritas utilizando-se o telescópio IOTA, não são simetricamente esféricas, um resultado que é consistente com as imagens individuais anteriores das variáveis Mira. Apesar de muitas variáveis Mira partilharem similaridades no comportamento e na estrutura, elas constituem uma classe heterogénea das variáveis devido às diferenças na idade, na massa, no modo de pulsação e na composição química. Por exemplo, várias destas estrelas, como a R Leporis, possuem espectros dominados pelo carbono, sugerindo que o material do núcleo da estrela foi transportado para a superfície. Este material, muitas vezes, forma nuvens de poeira ao redor da estrela, o que também contribui para a diminuição e aumento periódico do brilho. Algumas, poucas, variáveis Mira são célebres por serem fontes naturais de maser. Uma pequena porção das variáveis Mira, parece apresentar mudanças nos seus períodos ao longo do tempo – o período aumenta ou diminui consideravelmente no decorrer de um período que vai de algumas décadas a alguns séculos. Acredita-se que este fenómeno seja causado por pulsos termais, onde uma camada de hélio, próxima ao núcleo da estrela, tornase, temporariamente, quente e densa o suficiente para provocar a fusão R Leporis R Hydrae RR Lyrae Vela Padrão nuclear. Este processo modifica a estrutura da estrela, o que se manifesta como uma mudança no período. Pensa-se que este processo ocorre em todas as estrelas variáveis Mira, mas o período de duração relativamente curto dos pulsos termais (poucos milhares de anos), durante a progressão da estrela no ramo gigante assimptótico (alguns milhões de anos), implica que a mudança no período só pode ser observada em poucas estrelas variáveis Mira conhecidas, como na R Hydrae. Todavia, a maioria das variáveis Mira exibe mudanças cíclicas subtis nos períodos, provavelmente causadas pelo comportamento não-linear no envelope estelar, o que inclui os desvios da simetria esférica nessas estrelas. Estrelas variáveis, assim chamadas devido à estrela protótipo do género, RR Lyrae RR Lyrae, e frequentemente utilizadas como vela-padrão. Estas estrelas são variáveis pulsantes, situadas no eixo horizontal do diagrama de hertzsprung-Russel, e têm uma massa de, aproximadamente, metade da massa solar – note-se que estas estrelas sofrem de uma perda de massa importante antes de atingirem o estatuto de RR Lyrae, e por isso são formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou mesmo superior, à do sol. Variam de maneira idêntica às cefeidas, embora com algumas diferenças: 1) AS rr Lyrae são estrelas relativamente velhas, de população II, e por isso, mais numerosas do que as cefeidas, apesar de menos brilhantes. A magnitude absoluta média de uma RR Lyrae típica é de, aproximadamente, +0,75, ou seja, 50 vezes a luminosidade solar. 2) O seu período é menor, em geral menos de um dia. As RR Lyrae são classificadas em três tipos principais: RRab, RRc e RRd. As RRc possuem os menores períodos, e as RRd possuem dois períodos de pulsação sobrepostos. A relação entre o seu período de pulsação e a magnitude obsoluta transforma-se em excelentes velas-padrão, particularmente no interior da Via Láctea. São bastante utilizadas no estudo de nebulosas, mas são muito difíceis de serem observadas noutras galáxias, por causa da sua fraca luminosidade. Objeto astronómico que possui uma luminosidade conhecida. Diversos métodos importantes que permitem determinar as distâncias, em astronomia extragaláctica e em cosmologia, baseiam-se nas velas padrão
