Estrelas - Cruz Azul

Estrelas
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Nota: Para outros significados para "Estrela", veja Estrela (desambiguação).
Uma região de surgimento de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Imagem NASA/ESA
ESA
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade.
gravidade Ao fim de
sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada.
degenerada A estrela mais
próxima da Terra é o Sol,, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são
visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por
fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celesteforam
celeste
agrupadas em constelações e asterismos,
asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios.
Extensoscatálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos,, o que permite a existência de
designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio
no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral.
Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por
estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de
supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar amassa
amassa,
idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o
seu espectro, luminosidadee
e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal
determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são
determinadas pela história da sua
su evolução, inclusive o diâmetro,, rotação, movimento
e temperatura.. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades,
conhecido comoDiagrama
Diagrama de Hertzsprung-Russell
Hertzsprung
(Diagrama H-R),
R), permite determinar a idade e o
estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de
hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente
denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio
hélio pelo processo de fusão nuclear.1 O
restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de
processos radiantes e convectivos.
convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a
sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que
possuem pelo menos 40% da massa do Sol2 se expandem para se tornarem gigantes vermelhas,
vermelhas
em alguns casos fundindoelementos
elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A
estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente
interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de
elementos pesados.3
Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente
ligadas, movendo-se
se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas
estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto
significativo na sua evolução.4 As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento
gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.
Índice
[mostrar]
[editar]História
da observação
As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.5 Esta representação de 1690 da constelação
de Leão foi feita porJohannes
Johannes Hevelius.
Hevelius 6
Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram
parte de práticas religiosas e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos
antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram
imutáveis.
utáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em constelações e as usaram para
acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol.5 O movimento do Sol em
relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser
usados para regular
ular as práticas agrícolas.7 O calendário gregoriano,, atualmente usado em quase
todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a
sua estrela, o Sol.
O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1534 a.C.8 Os
primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos
babilônicos da Mesopotâmia, no final do segundo milênio a.C., durante o período dos Cassitas (em
torno de 1531 a 1155 a.C.).9
O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristilo aproximadamente em 300
a.C., com o auxílio de Timocares.10O catálogo de estrelas de Hiparco (século II a.C.) incluía 1020
estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu.11Hiparco é conhecido pela
primeira descoberta registrada de uma nova.12 Muitos dos nomes de estrelas e constelações
utilizados atualmente derivam da astronomia grega.
Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas
estrelas podiam aparecer.13 Em 185 d.C., eles foram os primeiros a observar e escrever sobre
uma supernova, atualmente conhecida como SN 185.14 O mais brilhante evento estelar registrado
na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo
egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses.15 A supernova SN 1054, que deu origem
à nebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.16 17 18
Astrônomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e
inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas.
Eles construíram os primeiros observatórios de pesquisas, principalmente para produzir os
catálogos de estrelas Zij.19 Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo
astrônomo persa Abd al-Rahman al Sufi, que descobriu um grande número de
estrelas, aglomerados estelares (inclusive o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi)
e galáxias (inclusive a galáxia de Andrômeda).20 No século XI, o sábio persa Abu Rayhan
Biruni descreveu a Via Láctea como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas
nebulosas, e também forneceu as latitudes de várias estrelas durante um eclipse lunar em 1019.21
O astrônomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que
quase se tocavam e parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refração da luz, citando
como evidência sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 d.C.).22
Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no céu (mais
tarde chamadas novas), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584,Giordano
Bruno sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas
orbitando-as, possivelmente como a Terra,23 uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos
antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro 24 e por cosmólogos islâmicos25 como Fakhr al-Din alRazi.26 No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso
entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhum impacto
gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente
distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.
O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da
estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições domovimento próprio de um
par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época
dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição direta da distância de uma
estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel, usando a técnica
de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no
espaço.26 William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas
no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou
as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele deduziu que o número de estrelas
aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via
Láctea. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento
similar na mesma direção.27 Além de várias outras realizações, William Herschel também é
conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se colocam sobre uma mesma
linha de visão, mas são também companheiras físicas que formam sistemas estelares binários.
A ciência da espectroscopia estelar teve como pioneiros Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi.
Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o do Sol, eles descobriram diferenças na
força e no número das suas linhas de absorção - as linhas escuras em um espectro estelar devido à
absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as
estrelas em tipos espectrais.28 Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi
desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900.
A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834,
Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu a existência de
uma companheira escondida. Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária
espectroscópica em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais da
estrela Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários de
estrelas foram realizadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm Struve e S. W. Burnham,
permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo dos elementos orbitais. A
primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias a partir de
observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.29
O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se
tornou uma importante ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma
estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a magnitude
visual contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do fotômetrofotoelétrico permitiu medições
muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, Albert
Abraham Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando
um interferômetro no telescópio Hooker.
Hooker 30
Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do
século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell,, impulsionando o estudo
astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos
bem sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das
estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados
explicados com sucesso por
meio dos avanços da física quântica,
quântica, o que permitiu a determinação da composição química da
atmosfera estelar.31
Com exceção das supernovas,, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo
Local de galáxias,32 especialmente na parte
par visível da Via Láctea (como demonstrado pelos
catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia).33 . Entretanto, algumas estrelas
foram observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem,, a cerca de 100 milhões de anos-luz
anos
da Terra.34 No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais
telescópios puderam
am no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local - as estrelas
mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz
anos
de distância35 (ver Cefeidas).
Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados
foram observados. A única exceção
exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas
contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz
anos luz de distância36 - dez
vezes mais que a distância do
o mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.
[editar]Designações
Ver artigo principal: Designação estelar
Sabe-se
se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico.. Os antigos
observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles
associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se
posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base daastrologia
astrologia.37 Muitas das
mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com
designações árabes ou latinas..
Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus
próprios mitos.38 Para os gregos antigos,
antigos algumas "estrelas", conhecidas como planetas(do
planetas
grego
πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam várias
várias divindades importantes, a partir
das quais os nomes dos planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter eSaturno foram
tirados.38 Urano e Netuno eram também deuses gregos e romanos,, mas nenhum dos dois planetas
era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram
atribuídos por astrônomos modernos.
Por volta de
e 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões
correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas de estrelas
e aplicou letras gregas como designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um
sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo
de estrelas de John Flamsteed em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição
edição de 1712), a partir
do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed ou numeração
Flamsteed.39 40
Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos
celestes é a União Astronômica Internacional (UAI).41 Algumas empresas privadas vendem nomes
de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não
reguladas.42 43 Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são
reconhecidos e nem usados por ela.44
[editar]Unidades
de medida
A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de
Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando-se
expressando
a
luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares,
baseadas nas características do Sol:
kg45
massa solar:
luminosidade solar:
W45
raio solar:
m46
Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior de um sistema
de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica (UA) aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).
[editar]Formação
e evolução
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio
interestelar,, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de
vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior
parte de hidrogênio, com cerca de 23-28%
23 28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais
pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.
Órion 47 À
medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas
el iluminam
poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.
HII
[editar]Formação
da protoestrela
Ver artigo principal: Formação estelar
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem
molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes
prove
de supernovas(grandes
(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia
starburst).
). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os
critérios para a Instabilidade de Jeans,
Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força
gravitacional.48
Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem
molecular. Imagem NASA
Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os
chamados glóbulos de Bok.
Bok À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a
energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem
protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático,
hidrostático
umaprotoestrela se forma no núcleo.49 Essas estrelas da pré-sequência
sequência principal (estágio em
que a estrela ainda não atingiu asequência
a
principal)) são frequentemente cercadas por
um disco protoplanetário.. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões
m
de
anos.
Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri,
Tauri enquanto
as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas
nascidas emitem
jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da
estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos
de Herbig-Haro.50 51 Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,
podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.52
[editar]Sequência
principal
Ver artigo principal: Sequência principal
As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em
reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se
se que tais estrelas estão
na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no
estágio zero, a proporção de hélio
hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como
consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta
vagarosamente sua temperatura e luminosidade53 – estima-se
se que o Sol, por exemplo, tenha
aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões
de anos.
Toda estrela gera um vento estelar de partículas,
ículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás
para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde
10−14 massas solares a cada ano,54 ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a
sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10−7 a 10−5massas solares por ano,
afetando significativamente a sua evolução.55 Estrelas
trelas que começam com mais de 50 massas
solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência
principal.56
Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell
Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol
(no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da
quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da
sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. Estrelas grandes
consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas
(chamadas anãs vermelhas)
vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou
centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais
pálidas.2 Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do
universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este
estágio.
Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel
significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que
o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade.
A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível,
controlar a formação de campos magnéticos57 e modificar a força do vento estelar.58 As estrelas
da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as
estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das
quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens
nuvens ficam cada vez mais ricas em
elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas
atmosferas).
[editar]Pós-sequência
sequência
principal
Ver artigo principal: Gigante vermelha
À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar2 exaurem o estoque de hidrogênio
hidr
em
seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar
uma gigante vermelha.. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for
uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade
astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o
Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.59 60 Numa gigante vermelha
rmelha de até 2,25 massas
solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.61 Posteriormente, o
núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a
gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas
maiores, a região do núcleo alterna diretamente
diretamente da fusão do hidrogênio para a do
hélio.4 Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em
torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário
paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.
[editar]Estrelas grandes
Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.
Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove
massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível
se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.
O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir
o carbono (ver fusão nuclear do carbono). Este processo continua em estágios sucessivos
supridos pelo neônio (ver fusão nuclear do neônio), oxigênio (ver fusão nuclear do oxigênio)
esilício (ver fusão nuclear do silício). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao
longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde
um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por
diante.62
O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro
são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles
não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como
eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser
liberada por fissão nuclear.61 Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande
núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas
estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como estrelas WolfRayet, que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.
[editar]Colapso
Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como
uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para
se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem
massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido comoanã
branca.63 A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma,
apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas
finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.
Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do
que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo
repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons,
formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de emissão beta inversa (ou captura eletrônica).
A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em
uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda
a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas
têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes
não havia nenhuma.64
A nebulosa do Caranguejo,
Caranguejo, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de
1050 d.C.
A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão
explosão de uma supernova (formando
nebulosas como a do Caranguejo 64 ) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se
manifesta como um pulsar ou erupção de raio X)) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o
suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares),
um buraco negro.65 Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido
como matéria nêutron-degenerada
degenerada,, com uma forma mais exótica de matéria degenerada,
amatéria QCD,, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em
um estado que ainda não é compreendido.
As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que
podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados
permitem a formação de planetas rochosos.
rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de
grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.64
[editar]Distribuição
Uma estrela anã branca em órbita de Sirius(visão artística). Imagem NASA
Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem
em de duas ou mais
estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais
comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados.
Por razões de estabilidade orbital, esses sistemas multiestelares são frequentemente
organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam.66 Também existem
grupos maiores chamados aglomerados estelares, que variam desde associações estelares
livres, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares, com centenas de
milhares de estrelas.
Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares,
gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito
grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior
proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs
vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são
anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o
nascimento.67
As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas
em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de
bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (1011) de galáxias no universo
observável.68 Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de
galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas.69 Em 2010, os astrônomos estimaram
que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 1023) de estrelas no universo observável.70 A estrela
mais próxima da Terra, fora o Sol, é Proxima Centauri, distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou
4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do ônibus espacial (8 km/s, quase 30.000 km/h),
levar-se-iam cerca de 150.000 anos para atingi-la.71 Distâncias como esta são típicas dentro
dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar.72 As estrelas podem estar muito
mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou
muito mais distantes, nos halos galácticos.
Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias,
acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de
aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns.73 Essas
colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma
temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a
mesma luminosidade no aglomerado.74
[editar]Características
O Sol é a estrela mais próxima da Terra.
Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características
essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino
final.
[editar]Idade
Ver artigo principal: Idade estelar
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até
estar próximas de 13,7 bilhões de anos – aidade observada do universo.. A estrela mais antiga
já observada, HE 1523-0901,
0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.75 76Quanto maior a
massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes
têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais
rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto
estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e
duram dezenas a centenas de
d bilhões de anos.77 78
[editar]Composição
química
Ver artigo principal: Metalicidade
Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de
hidrogênio e 27% de hélio,79 em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados.
Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na
atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são
relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são
s
continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de
supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a
sua idade.80 A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da
probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.81
A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326,
2326, com apenas 1/200.000 do
teor de ferro do Sol.82 Em contraste, a estrela super-rica
super rica em metal µ Leonis tem quase o dobro
do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis,, que possui planetas, tem quase o triplo
de ferro.83 Também existem estrelas quimicamente peculiares,, que mostram abundâncias
84
pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras.
terras
[editar]Diâmetro
As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece
como o mais à esquerda
a no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à
direita no painel 3.
Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para
o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da
atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da
Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior
tamanho aparente é R Doradus, com um
u diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de
arco.85 Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem
observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios
por interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a
medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação.. Pela medição precisa da
queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando
ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.86 As estrelas variam em
tamanho desde as estrelas de nêutrons,
nêutrons que têm entre 20 e 40 km de diâmetro,
até supergigantes como Betelgeuse,
Betelgeuse na constelação de Orion,, que tem um diâmetro
aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros.
Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol.87
[editar]Cinemática
As Plêiades, aglomerado estelar aberto na constelação deTouro.. Essas estrelas executam o mesmo
movimento pelo espaço.88 Foto NASA
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem
e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os
componentes do movimento de uma estrela são a velocidade radial,, aproximando-se
aproximando
ou
afastando-se
se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu movimento
próprio.
A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em
km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em
milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se
Determinando se a paralaxe de uma estrela, o
movimento próprio
o pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas
taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo
delas boas candidatas para medições de paralaxe.89
Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em
relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se
constatou
que
estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população
II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.90 A
comparação da cinemática de estrelas próximas também
também levou à identificação de associações
estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em
nuvens moleculares gigantes.91
[editar]Campo
magnético
Ver artigo principal: Campo magnético estelar
Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do tipo T Tauri),
), reconstruído por
meio de imagem Zeeman-Doppler.
Zeeman
O campo magnético de uma estrela
estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a
circulação convectiva.. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando
campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia
com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial
superficial magnética
depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas
estelares,, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores
que as normais. Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem
para a coroa a partir de regiões ativas. Erupções estelares são explosões de partículas de alta
energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.92
Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,
devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento
estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida
que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação
muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de
rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper
interromper totalmente por
períodos.93 Durante o mínimo de Maunder,
Maunder por exemplo, o Sol passou por um
m período de 70
anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.
[editar]Massa
Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae,94 com 100-150
150 vezes a massa
do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do
aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual
estágio do universo.95 A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve
parcialmente ao Limite de Eddington,
Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que
pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para
para o espaço.
Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a,
136a foi medida
em 265 massas solares, colocando este limite em questão.96
A nebulosa de reflexão NGC 1999 é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela
variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região
de espaço vazio e não uma nebulosa escura, como se pensou inicialmente. Imagem NASA
As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas
solares ou mais,97 devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em
sua composição. Entretanto esta geração de estrelas
estrelas superpesadas da população III está
extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.
Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Júpiter, AB Doradus
oradus C, uma companheira
de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu
núcleo.98 Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que
q uma
estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de
Júpiter.99 100 Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a
metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa
solar, ou 87 vezes a de Júpiter.100 101 Corpos menores são chamados anãs marrons,
marrons que
ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os gigantes gasosos.
gasosos
A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas
gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal,
enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A
gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade
maior causando o alargamento das
d raias espectrais.31
As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário,
à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito
pequena (abaixo de 0,5 massa solar)
solar não entram no ramo gigante assintótico (AGB), mas
evoluem diretamente para anãs brancas. Estrelas com massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas
solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde
onde desenvolvem um núcleo de
hélio degenerado. Estrelas de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um
núcleo degenerado de carbono-oxigênio.
carbono
Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas
solares, podendo chegar a 5-6
5 massas solares) possuem fusão do carbono,, com suas vidas
terminando
rminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.102
[editar]Rotação
Ver artigo principal: Rotação estelar
A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de medição
espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação
de manchas estelares.. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que
100 km/s no equador. A estrela classe B Achernar,, por exemplo, tem uma velocidade de
rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo-lhe
conferindo lhe um diâmetro equatorial que é mais de
50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a
velocidade crítica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria.103 Em comparação, o Sol gira
uma vez a cada 25-35
35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético
e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela
da sequência principal,, à medida que ela evolui na sequência principal.104
Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida
velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas
com as que seriam esperadas pela conservação do momento angular - a tendência de um
corpo em rotação de compensar a redução de tamanho
tamanho com o aumento da sua velocidade.
Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de
massa pelo vento estelar.105 Apesar disso, a velocidade de rotação
otação de um pulsar pode ser muito
alta. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo,, por exemplo, gira 30 vezes por
segundo.106 A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de
radiação.
[editar]Temperatura
A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de
produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no
índice de cor da estrela.107 Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva,
efetiva que é a
temperatura de um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por
unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se,
Ressalte se, entretanto, que a temperatura efetiva é
apenas um valor representativo,
entativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um
gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.108 A
temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin.
kelvin 109
A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos,
resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma
estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e características de absorção, são usadas
para classificar uma estrela (ver a classificação abaixo).31
Estrelas da sequência principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de
50.000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de
kelvin. Gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de
3.600 K, mas elas também têm alta luminosidade devido a sua grande superfície exterior.110
[editar]Radiação
A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço
como radiação eletromagnética e como radiação corpuscular. A radiação corpuscular emitida
por uma estrela se manifesta como o vento estelar111 (que existe como um fluxo contínuo de
partículas eletricamente carregadas, como prótons livres e partículas alfa ebeta, emanado das
camadas exteriores da estrela) e como um fluxo contínuo de neutrinos, emanado do núcleo da
estrela.
A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas são tão brilhantes: toda vez
que dois ou mais núcleos atômicos de um elemento se fundem para formar um núcleo
atômico de um novo elemento mais pesado, fótons de raios gama são liberados da reação de
fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de energia eletromagnética,
incluindo luz visível, até o momento em que ela atinge as camadas exteriores da estrela.
A cor de uma estrela, determinada pela frequência de pico da luz visível, depende da
temperatura das camadas exteriores da estrela, inclusive sua fotosfera.112 Além da luz visível,
as estrelas emitem formas de radiação eletromagnética que são invisíveis para o olho humano.
Na verdade, a radiação eletromagnética estelar compreende todo o espectro eletromagnético,
desde os comprimentos de onda maiores das ondas de rádio e infravermelho até os
comprimentos de onda menores do ultravioleta, raios X e raios gama. Todos os componentes
da radiação eletromagnética estelar, tanto os visíveis quanto os invisíveis, são tipicamente
importantes.
Usando o espectro estelar, os astrônomos podem determinar a temperatura superficial, a
gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância
da estrela for conhecida, através, por exemplo, da medição da paralaxe, pode-se então derivar
a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então
ser estimados com base em modelos estelares (a massa pode ser medida diretamente para
estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa
de uma estrela113 ). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da
estrela.114
[editar]Luminosidade
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante que a
estrela irradia por unidade de tempo.. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e
a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um fluxo uniforme por toda a
sua superfície. A estrela Vega,
Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior
nos seus polos do que ao longo do seu equador.115
Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são
conhecidas como manchas estelares.
estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente
apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares.
As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias116e também
exibem forte escurecimento de bordo,
bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco
estelar.117 Anãss vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas
estelares importantes.118
[editar]Magnitude
Ver artigos principais: Magnitude aparente e Magnitude absoluta
O brilho aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente,, que é o brilho da
estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela
quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude
magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente
relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria
se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).
anos
Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude
Magnitude
aparente
Número
de estrelas119
0
4
1
15
2
48
3
171
4
513
5
1.602
6
4.800
7
14.000
As magnitudes aparente e absoluta são grandezas logarítmicas:: uma diferença de uma unidade
na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes120 (a raiz quinta de
100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é
cerca de 2,5 vezes maiss brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente
100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas
visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da
magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm
números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (∆L
(∆L) é calculada
pela subtração
ção entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca
(mf' ), depois usando-se
se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta
(M) e aparente (m
m)) não são equivalentes para uma estrela individual;120 por exemplo, a
brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44,
1,44, mas uma magnitude
absoluta de +1,41.
1,41.
O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7,
26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas
+4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é
aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto Canopus,
Canopus a
segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é
aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser
muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente
8,6 anos-luz
luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.
anos
Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20,
com magnitude de -14,2.
14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais
luminosa do que o Sol.121 As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão
localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado
têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta.
Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua,
quando vista da Terra.122
[editar]Classificação
Ver artigo principal: Classificação estelar
Faixas de Temperatura Superficial
para Diferentes Classes Estelares123
Classe
Temperatura
Estrela tipo
O
33.000 K ou mais
Zeta Ophiuchi
B
10.500––30.000 K
Rigel
A
7.500––10.000 K
Altair
F
6.000––7.200 K
Procyon A
G
5.500––6.000 K
Sol
K
4.000––5.250 K
Epsilon Indi
M
2.600––3.850 K
Proxima Centauri
A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as
estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio.124 Não
se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da
linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a
temperaturass menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela
temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.125
Há classificações diferentes de uma só letra para estrelas
estrelas de acordo com os seus
espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M,, tão frias que podem
se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem
decrescente de temperatura superficial são: O, B, A, F, G, K e M.. Alguns tipos
espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são L e T,
que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra
possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura.
temper
Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não
existir estrelas classes O0 e O1.126
Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos da luminosidade
encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e
são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes
hipergigantes)
a V (anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes).
). Alguns autores
acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem à
sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas
caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando
sua magnitude absoluta e o tipo espectral.126 O Sol é uma anã amarela G2V da
sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.
Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo
espectral, para indicar características peculiares
peculiares do espectro. Por exemplo,
um "e" pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis
excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.126
As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois
subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ e DQ,, dependendo dos tipos de linhas
predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor
numérico que indica o índice de temperatura.127
[editar]Estrelas
variáveis
Ver artigo principal: Estrela variável
A aparência assimétrica de Mira,, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do telescópio
espacial Hubble’’
Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a
propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os
tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.
Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar
variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se
expandindo
e contraindo-se
se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho
da estrela. Esta categoria
categ
inclui as Cefeidas e estrelas similares, bem como variáveis
de longo ciclo, como Mira.128
Variáveis eruptivas
vas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade
devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.128Este grupo inclui as
protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet
Wolf
e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes
e supergigantes.
As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas
propriedades. Este grupo inclui as novas e supernovas.
s. Um sistema binário de estrelas
que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões
estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.4 A explosão
ex
é criada
quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira,
acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.129 Algumas novas são
recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.128
As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos,
como eclipses de binárias e estrelas
estrelas rotativas que produzem manchas estelares
extremas.128 Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente
varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.
[editar]Estrutura
Ver artigo principal: Estrutura estelar
O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático:
hidrostático as forças
em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao
centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de
pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de
temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A
temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da
ordem de 107 K.. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima
hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida
energia
rgia suficiente para impedir o colapso da estrela.130 131
À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na
forma de raios gama.
gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante,
acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal
convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção
de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de
energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar,
solar entretanto, a
fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do
núcleo degenerado de hélio.132
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço
de energia de equilíbrio térmico.
térmico Há um gradiente
te radial de temperatura em todo o
interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai
de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do
interior.
Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol. Imagem NASA
A zona de radiação é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação
é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não
é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o
plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção.
convecção Isto
pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais
como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade,, como no
envoltório externo.131
A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência
principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona
de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas.
Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção
localizada nas camadas externas.133 Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4
massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de
hélio.2 Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o
tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se
modifica.131
A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada fotosfera. Esta é
a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a
energia gerada no núcleo fica livre
livre para se propagar para o espaço. É dentro da
fotosfera que aparecem as manchas estelares,, regiões de temperatura menor do que
a média.
Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar.. Numa estrela da sequência
principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da cromosfera,
cromosfera onde
as espículasaparecem
aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma
região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de
apenas 100 km. Para além desta está a coroa,, um volume de plasma superaquecido
superaq
que pode se estender por vários milhões de quilômetros.134 A existência de uma coroa
parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da
estrela.133 Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da
coroa do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar.
A partir da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da
estrela, propagando-se
propagando
até interagir com o meio interestelar.. Para o Sol, a influência
do vento solar se estende por toda a região em forma de bolha chamada heliosfera.135
[editar]Caminhos
da reação de fusão nuclear
Ver artigos principais: Nucleossíntese estelar e Tokamak
Visão geral da cadeia próton-próton
próton
O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio
carbono
Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas,
dependendo da sua massa e composição, como parte da nucleossíntese estelar.
estelar A
massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus
constituintes. Esta perda de massa
massa é liberada como energia eletromagnética, de
acordo com a relação de equivalência massa-energia E = mc2.1
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento
moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de
fusão. Como resultado,
resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal
varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M,, até 40 milhões de
kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O.109 No Sol, com um núcleo a 10
milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia
próton-próton:136
41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γγ (5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, νe é um neutrino e
H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente.
respectivame
A
energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts,
elétron
o
que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto,
números enormes dessas reações ocorrem constantemente,
produzindo toda a energia necessária para sustentar a emissão
emiss de
radiação da estrela.
Massa estelar mínima requerida para fusão
Elemento
Massas
solares
Hidrogênio
0,01
Hélio
0,4
Carbono
5137
Neônio
8
Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo
carbono - o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.136
Em estrelas evoluídas com núcleos a 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas
solares, o hélio pode ser transformado em carbono no processo triplo-alfa, que usa o elemento
intermediário berílio:136
4
He + 4He + 92 keV → 8*Be
4
He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*
C → 12C + γ + 7.4 MeV
Para a reação global:
34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Em estrelas de grande massa, os elementos mais pesados também podem ser queimados em um
núcleo em contração através dos processos de fusão do neônio e de fusão do oxigênio. O estágio
final no processo de nucleossíntese estelar é o processo de fusão do silício, que resulta na
produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um
processo endotérmico e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso
gravitacional.136
O exemplo abaixo mostra o tempo requerido para uma estrela de 20 massas solares consumir todo
o seu combustível nuclear. Como uma estrela da sequência principal da classeO, ela teria 8 vezes o
raio solar e 62.000 vezes a luminosidade do Sol.138
Material
Temperatura
Densidade Duração da queima
combustível (milhões de kelvins) (kg/cm3)
(τ em anos)
H
37
0,0045
8,1 milhões
He
188
0,97
1,2 milhões
C
870
170
976
Ne
1.570
3.100
0,6
O
1.980
5.550
1,25
S/Si
3.340
33.400
0,0315139
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