Estrela -Star

Uma estrela é um objeto astronômico que compreende um esferóide luminoso de plasma mantido unido pela autogravidade . A estrela mais próxima da Terra é o Sol . Muitas outras estrelas são visíveis a olho nu à noite , mas suas imensas distâncias da Terra as fazem parecer pontos fixos de luz. As estrelas mais proeminentes foram categorizadas em constelações e asterismos , e muitas das estrelas mais brilhantes têm nomes próprios . Os astrônomos montaram catálogos de estrelas que identificam as estrelas conhecidas e fornecem designações estelares padronizadas . O universo observável contém uma estimativa10 ²² a10 ²⁴ estrelas. Apenas cerca de 4.000 dessas estrelas são visíveis a olho nu, todas dentro da Via Láctea .

A vida de uma estrela começa com o colapso gravitacional de uma nebulosa gasosa de material composto principalmente de hidrogênio , junto com hélio e vestígios de elementos mais pesados. Sua massa total é o principal fator determinante de sua evolução e destino final. Uma estrela brilha durante a maior parte de sua vida ativa devido à fusão termonuclear de hidrogênio em hélio em seu núcleo. Esse processo libera energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço exterior . No final da vida de uma estrela, seu núcleo se torna um remanescente estelar : uma anã branca , uma estrela de nêutrons ou, se for suficientemente massiva, um buraco negro .

A nucleossíntese estelar em estrelas ou seus remanescentes cria quase todos os elementos químicos naturais mais pesados ​​que o lítio . A perda de massa estelar ou explosões de supernova devolvem material quimicamente enriquecido ao meio interestelar . Esses elementos são então reciclados em novas estrelas. Os astrônomos podem determinar as propriedades estelares - incluindo massa, idade, metalicidade (composição química), variabilidade , distância e movimento no espaço - realizando observações do brilho aparente de uma estrela , espectro e mudanças em sua posição no céu ao longo do tempo.

As estrelas podem formar sistemas orbitais com outros objetos astronômicos, como no caso de sistemas planetários e sistemas estelares com duas ou mais estrelas. Quando duas dessas estrelas têm uma órbita relativamente próxima, sua interação gravitacional pode afetar significativamente sua evolução. As estrelas podem fazer parte de uma estrutura gravitacionalmente muito maior, como um aglomerado de estrelas ou uma galáxia.

Etimologia

A palavra "estrela" deriva da raiz proto-indo-européia "h₂stḗr", também significando estrela, mas também analisável como h₂eh₁s- ("queimar", também a fonte da palavra "cinza") + -tēr (sufixo agente ). Compare o latim stella, o grego aster, o alemão Stern. Alguns estudiosos acreditam que a palavra é um empréstimo do acadiano "istar" (vénus), porém alguns duvidam dessa sugestão. Star é cognato (compartilha a mesma raiz) com as seguintes palavras: asterisco , asteróide , astral , constelação , Esther .

Histórico de observação

Historicamente, as estrelas têm sido importantes para civilizações em todo o mundo. Fizeram parte de práticas religiosas, usadas para navegação e orientação celeste, para marcar a passagem das estações e para definir calendários.

Os primeiros astrônomos reconheceram uma diferença entre " estrelas fixas ", cuja posição na esfera celeste não muda, e "estrelas errantes" ( planetas ), que se movem visivelmente em relação às estrelas fixas ao longo de dias ou semanas. Muitos astrônomos antigos acreditavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celeste e que eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agrupavam estrelas proeminentes em asterismos e constelações e os usavam para rastrear os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol. O movimento do Sol contra as estrelas de fundo (e o horizonte) foi usado para criar calendários , que poderiam ser usados ​​para regular as práticas agrícolas. 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 à sua estrela local, o Sol.

O mais antigo mapa estelar datado com precisão foi o resultado da astronomia egípcia antiga em 1534 aC. Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos babilônicos da Mesopotâmia no final do segundo milênio aC, durante o período cassita (c. 1531 aC–1155 aC).

O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristillus em aproximadamente 300 aC, com a ajuda de Timocharis . O catálogo de estrelas de Hiparco (século II aC) incluía 1.020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu . Hiparco é conhecido pela descoberta da primeira nova registrada (nova estrela). Muitas das constelações e nomes de estrelas em uso hoje derivam da astronomia grega.

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses sabiam que novas estrelas poderiam aparecer. Em 185 DC, eles foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova , agora conhecida como SN 185 . O evento estelar mais brilhante na história registrada foi a supernova SN 1006 , que foi observada em 1006 e escrita pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e vários astrônomos chineses. A supernova SN 1054 , que deu origem à Nebulosa do Caranguejo , também foi observada por astrônomos chineses e islâmicos.

Astrônomos islâmicos medievais deram nomes árabes a muitas estrelas que ainda são usadas hoje e inventaram vários instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram os primeiros grandes institutos de pesquisa de observatórios , principalmente com o objetivo de produzir catálogos de estrelas Zij . Entre eles, o Livro das Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi , que observou várias estrelas, aglomerados estelares (incluindo o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi ) e galáxias (incluindo a Galáxia de Andrômeda) . ). De acordo com A. Zahoor, no século 11, o estudioso polímata persa Abu Rayhan Biruni descreveu a Via Láctea como uma infinidade de fragmentos com as propriedades de estrelas nebulosas e deu as latitudes de várias estrelas durante um eclipse lunar em 1019.

Segundo Josep Puig, o astrônomo andaluz Ibn Bajjah propôs que a Via Láctea era composta de muitas estrelas que quase se tocavam e pareciam ser uma imagem contínua devido ao efeito da refração do material sublunar, citando sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 AD) como evidência. Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe , identificaram novas estrelas no céu noturno (mais tarde denominadas novas ), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584, Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram como o Sol, e podem ter outros planetas , possivelmente até parecidos com a Terra, em órbita ao seu redor, uma ideia que já havia sido sugerida pelos antigos filósofos gregos , Demócrito e Epicuro , e por cosmólogos islâmicos medievais como Fakhr al-Din al-Razi . No século seguinte, a ideia de que as estrelas eram iguais ao Sol estava chegando a um consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhuma atração gravitacional líquida sobre o Sistema Solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia sugerida pelo teólogo Richard Bentley .

O astrônomo italiano Geminiano Montanari registrou observando variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam mudado de posição desde a época dos antigos gregos . astrônomos Ptolomeu e Hiparco.

William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas no céu. Durante a década de 1780, ele estabeleceu uma série de medidores em 600 direções e contou as estrelas observadas ao longo de cada linha de visão. A partir disso, ele deduziu que o número de estrelas aumentava constantemente em direção a um lado do céu, na direção do núcleo da Via Láctea . Seu filho John Herschel repetiu esse estudo no hemisfério sul e encontrou um aumento correspondente na mesma direção. Além de suas outras realizações, William Herschel é conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não estão apenas na mesma linha de visão, mas são companheiras físicas que formam sistemas estelares binários.

A ciência da espectroscopia estelar foi iniciada por Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi . Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o Sol, eles encontraram diferenças na força e no número de suas linhas de absorção - as linhas escuras nos espectros estelares causadas pela absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais . A versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por Annie J. Cannon durante o início dos anos 1900.

A primeira medição direta da distância a uma estrela ( 61 Cygni a 11,4 anos-luz ) foi feita em 1838 por Friedrich Bessel usando a técnica de paralaxe . Medições de paralaxe demonstraram a vasta separação das estrelas nos céus. 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 uma companheira oculta. Edward Pickering descobriu o primeiro binário espectroscópico em 1899, quando observou a divisão periódica das linhas espectrais da estrela Mizar em um período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas estelares binários foram coletadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve e SW Burnham , permitindo que as massas das estrelas fossem determinadas a partir do cálculo dos elementos orbitais . A primeira solução para o problema de derivar uma órbita de estrelas binárias a partir de observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.

O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia tornou-se uma valiosa ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma estrela e, portanto, sua temperatura, poderia ser determinada comparando a magnitude visual com a magnitude fotográfica . O desenvolvimento do fotômetro fotoelétrico permitiu medições precisas de magnitude em vários intervalos de comprimento de onda. Em 1921, Albert A. Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um interferômetro no telescópio Hooker no Mount Wilson Observatory .

Importantes trabalhos teóricos sobre a estrutura física das estrelas ocorreram durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, o diagrama de Hertzsprung-Russell foi desenvolvido, impulsionando o estudo astrofísico das estrelas. Modelos de sucesso foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin propôs pela primeira vez que as estrelas eram feitas principalmente de hidrogênio e hélio em sua tese de doutorado de 1925. Os espectros das estrelas foram melhor compreendidos por meio de avanços na física quântica . Isso permitiu que a composição química da atmosfera estelar fosse determinada.

Com exceção de eventos raros como supernovas e impostores de supernovas , estrelas individuais foram observadas principalmente no Grupo Local , e especialmente na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelos catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a galáxia Via Láctea) e seus satélites. Estrelas individuais, como variáveis ​​Cefeidas, foram observadas nas galáxias M87 e M100 do Aglomerado de Virgem , bem como estrelas luminosas em algumas outras galáxias relativamente próximas. Com a ajuda de lentes gravitacionais , uma única estrela (chamada Icarus ) foi observada a 9 bilhões de anos-luz de distância.

Designações

O conceito de uma constelação era conhecido durante o período babilônico . Antigos observadores do céu imaginavam que arranjos proeminentes de estrelas formavam padrões e os associavam a aspectos particulares da natureza ou a seus mitos. Doze dessas formações situam-se ao longo da faixa da eclíptica e tornaram-se a base da astrologia . Muitas das estrelas individuais mais proeminentes receberam nomes, particularmente com designações árabes ou latinas .

Assim como certas constelações e o próprio Sol, as estrelas individuais têm seus próprios mitos . Para os gregos antigos , algumas "estrelas", conhecidas como planetas (do grego πλανήτης (planētēs), que significa "andarilho"), representavam várias divindades importantes, das quais foram retirados os nomes dos planetas Mercúrio , Vênus , Marte , Júpiter e Saturno . ( Urano e Netuno eram deuses gregos e romanos , mas nenhum dos planetas era conhecido na Antiguidade por causa de seu baixo brilho. Seus nomes foram atribuídos por astrônomos posteriores.)

Por volta de 1600, os nomes das constelações foram usados ​​para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas estelares e aplicou letras gregas como designações às estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventado e adicionado ao catálogo de estrelas de John Flamsteed em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), pelo qual esse sistema de numeração passou a ser chamado de designação de Flamsteed ou numeração de Flamsteed .

A autoridade reconhecida internacionalmente para nomear corpos celestes é a União Astronômica Internacional (IAU). A União Astronômica Internacional mantém o Grupo de Trabalho sobre Nomes Estelares (WGSN), que cataloga e padroniza nomes próprios para estrelas. Várias empresas privadas vendem nomes de estrelas que não são reconhecidos pela IAU, astrônomos profissionais ou comunidade de astronomia amadora. A British Library chama isso de empresa comercial não regulamentada , e o Departamento de Proteção ao Consumidor e Trabalhador da cidade de Nova York emitiu uma violação contra uma dessas empresas de nomes de estrelas por se envolver em uma prática comercial enganosa.

Unidades de medida

Embora os parâmetros estelares possam ser expressos em unidades SI ou unidades gaussianas , geralmente é mais conveniente expressar massa , luminosidade e raios em unidades solares, com base nas características do Sol. Em 2015, a IAU definiu um conjunto de valores solares nominais (definidos como constantes SI, sem incertezas) que podem ser usados ​​para citar parâmetros estelares:

luminosidade solar nominal	L ☉ =3,828 × 10 26  W
raio solar nominal	R ☉ =6,957 × 10 8  m

A massa solar M _☉ não foi explicitamente definida pela IAU devido à grande incerteza relativa (10 ⁻⁴ ) da constante gravitacional newtoniana G. Como o produto da constante gravitacional newtoniana e da massa solar (G M _☉ ) foi determinado com muito mais precisão, a IAU definiu o parâmetro de massa solar nominal como sendo:

parâmetro de massa solar nominal:

G M ☉ =1,327 1244 × 10 20  m 3 /s 2

O parâmetro de massa solar nominal pode ser combinado com a estimativa CODATA mais recente (2014) da constante gravitacional newtoniana G para derivar a massa solar como sendo aproximadamente1.9885 × 10 ^30kg .  _ Embora os valores exatos para a luminosidade, raio, parâmetro de massa e massa possam variar ligeiramente no futuro devido a incertezas observacionais, as constantes nominais da IAU de 2015 permanecerão os mesmos valores SI, pois permanecem medidas úteis para citar parâmetros estelares.

Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semi-eixo maior de um sistema estelar binário, são frequentemente expressos em termos de unidade astronômica — aproximadamente igual à distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km ou aproximadamente 93 milhões de milhas). Em 2012, a IAU definiu a constante astronômica como um comprimento exato em metros: 149.597.870.700 m.

Formação e evolução

As estrelas se condensam de regiões do espaço de maior densidade de matéria, mas essas regiões são menos densas do que dentro de uma câmara de vácuo . Essas regiões – conhecidas como nuvens moleculares – consistem principalmente de hidrogênio, com cerca de 23 a 28 por cento de hélio e alguns por cento de elementos mais pesados. Um exemplo de tal região de formação estelar é a Nebulosa de Orion . A maioria das estrelas se forma em grupos de dezenas a centenas de milhares de estrelas. Estrelas massivas nesses grupos podem iluminar poderosamente essas nuvens, ionizando o hidrogênio e criando regiões H II . Tais efeitos de retroalimentação, da formação estelar, podem, em última análise, interromper a nuvem e impedir a formação estelar.

Todas as estrelas passam a maior parte de sua existência como estrelas da sequência principal , alimentadas principalmente pela fusão nuclear de hidrogênio em hélio dentro de seus núcleos. No entanto, estrelas de diferentes massas têm propriedades marcadamente diferentes em vários estágios de seu desenvolvimento. O destino final de estrelas mais massivas difere do de estrelas menos massivas, assim como suas luminosidades e o impacto que elas têm em seu ambiente. Assim, os astrônomos geralmente agrupam as estrelas por sua massa:

• Estrelas de massa muito baixa , com massas abaixo de 0,5  M _☉ , são totalmente convectivas e distribuem o hélio uniformemente por toda a estrela enquanto estão na sequência principal. Portanto, eles nunca sofrem queima de conchas e nunca se tornam gigantes vermelhos . Depois de esgotar seu hidrogênio, elas se tornam anãs brancas de hélio e esfriam lentamente. Como o tempo de vida de estrelas de 0,5  M _☉ é maior que a idade do universo , nenhuma dessas estrelas atingiu o estágio de anã branca.
• Estrelas de baixa massa (incluindo o Sol), com uma massa entre 0,5  M _☉ e ~2,25  M _☉ dependendo da composição, tornam-se gigantes vermelhas quando o hidrogênio de seu núcleo se esgota e elas começam a queimar hélio no núcleo em um flash de hélio ; eles desenvolvem um núcleo de carbono-oxigênio degenerado mais tarde no ramo gigante assintótico ; eles finalmente explodem sua casca externa como uma nebulosa planetária e deixam para trás seu núcleo na forma de uma anã branca.
• Estrelas de massa intermediária , entre ~2,25  M _☉ e ~8  M _☉ , passam por estágios evolutivos semelhantes às estrelas de baixa massa, mas após um período relativamente curto no ramo das gigantes vermelhas, elas inflamam o hélio sem flash e passam um longo período em o red clump antes de formar um núcleo degenerado de carbono-oxigênio.
• Estrelas massivas geralmente têm uma massa mínima de ~8  M _☉ . Depois de esgotar o hidrogênio no núcleo, essas estrelas se tornam supergigantes e fundem elementos mais pesados ​​que o hélio. Eles terminam suas vidas quando seus núcleos entram em colapso e explodem como supernovas.

formação estelar

A formação de uma estrela começa com a instabilidade gravitacional dentro de uma nuvem molecular, causada por regiões de maior densidade - muitas vezes desencadeada pela compressão de nuvens pela radiação de estrelas massivas, expansão de bolhas no meio interestelar, colisão de diferentes nuvens moleculares ou colisão de galáxias (como em uma galáxia starburst ). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios de instabilidade de Jeans , ela começa a desmoronar sob sua própria força gravitacional.

À medida que a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam " glóbulos de Bok ". À medida que um glóbulo colapsa e a densidade aumenta, a energia gravitacional se converte em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático , uma protoestrela se forma no núcleo. Essas estrelas pré-sequência principal são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário e alimentadas principalmente pela conversão de energia gravitacional. O período de contração gravitacional dura cerca de 10 milhões de anos para uma estrela como o sol, até 100 milhões de anos para uma anã vermelha.

As primeiras estrelas com menos de 2  M _☉ são chamadas de estrelas T Tauri , enquanto aquelas com maior massa são estrelas Herbig Ae/Be . Essas estrelas recém-formadas emitem jatos de gás ao longo de seu eixo de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela em colapso e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos Herbig-Haro . Esses jatos, em combinação com a radiação de estrelas massivas próximas, podem ajudar a afastar a nuvem circundante da qual a estrela foi formada.

No início de seu desenvolvimento, as estrelas T Tauri seguem a trilha de Hayashi - elas se contraem e diminuem em luminosidade enquanto permanecem aproximadamente na mesma temperatura. Estrelas T Tauri menos massivas seguem esta trilha para a sequência principal, enquanto estrelas mais massivas se voltam para a trilha Henyey .

Observa-se que a maioria das estrelas são membros de sistemas estelares binários, e as propriedades desses binários são o resultado das condições em que se formaram. Uma nuvem de gás deve perder seu momento angular para colapsar e formar uma estrela. A fragmentação da nuvem em várias estrelas distribui parte desse momento angular. Os binários primordiais transferem algum momento angular por interações gravitacionais durante encontros próximos com outras estrelas em aglomerados estelares jovens. Essas interações tendem a separar os binários mais amplamente separados (suaves), enquanto fazem com que os binários rígidos se tornem mais fortemente vinculados. Isso produz a separação de binários em suas duas distribuições populacionais observadas.

sequência principal

As estrelas gastam cerca de 90% de sua existência fundindo hidrogênio em hélio em reações de alta temperatura e alta pressão na região do núcleo. Diz-se que tais estrelas estão na sequência principal e são chamadas de estrelas anãs. Começando na sequência principal de idade zero, a proporção de hélio no núcleo de uma estrela aumentará constantemente, a taxa de fusão nuclear no núcleo aumentará lentamente, assim como a temperatura e a luminosidade da estrela. Estima-se que o Sol, por exemplo, tenha aumentado sua luminosidade em cerca de 40% desde que atingiu a sequência principal de 4,6 bilhões (4,6 × 10 ⁹ ) anos atrás.

Cada estrela gera um vento estelar de partículas que causa um fluxo contínuo de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a massa perdida é insignificante. o sol perde10 ⁻¹⁴  M _☉ a cada ano, ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida útil. No entanto, estrelas muito massivas podem perder10 ⁻⁷ a10 ⁻⁵  M _☉ a cada ano, afetando significativamente sua evolução. Estrelas que começam com mais de 50  M _☉ podem perder mais da metade de sua massa total durante a sequência principal.

O tempo que uma estrela gasta na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela possui e da taxa com que ela o funde. Espera-se que o Sol viva 10 bilhões (10 ¹⁰ ) anos. Estrelas massivas consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas de baixa massa consomem seu combustível muito lentamente. Estrelas com menos massa que 0,25  M _☉ , chamadas anãs vermelhas , são capazes de fundir quase toda a sua massa, enquanto estrelas de cerca de 1  M _☉ podem fundir apenas cerca de 10% de sua massa. A combinação de seu baixo consumo de combustível e suprimento relativamente grande de combustível utilizável permite que estrelas de baixa massa durem cerca de um trilhão (10 × 10 ¹² ) anos; o mais extremo de 0,08  M _​​☉ durará cerca de 12 trilhões de anos. As anãs vermelhas ficam mais quentes e luminosas à medida que acumulam hélio. Quando eles finalmente ficam sem hidrogênio, eles se contraem em uma anã branca e diminuem de temperatura. Como a vida útil dessas estrelas é maior que a idade atual do universo (13,8 bilhões de anos), não se espera que nenhuma estrela com menos de 0,85  M _☉ tenha saído da sequência principal.

Além da massa, os elementos mais pesados ​​que o hélio podem desempenhar um papel significativo na evolução das estrelas. Os astrônomos rotulam todos os elementos mais pesados ​​que o hélio de "metais" e chamam a concentração química desses elementos em uma estrela de metalicidade . A metalicidade de uma estrela pode influenciar o tempo que ela leva para queimar seu combustível e controla a formação de seus campos magnéticos, o que afeta a força de seu vento estelar. As estrelas mais velhas da população II têm substancialmente menos metalicidade do que as estrelas mais jovens da população I devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais se formaram. Com o tempo, essas nuvens tornam-se cada vez mais enriquecidas em elementos mais pesados ​​à medida que as estrelas mais velhas morrem e perdem porções de suas atmosferas .

Pós-sequência principal

À medida que as estrelas de pelo menos 0,4  M _☉ esgotam o suprimento de hidrogênio em seu núcleo, elas começam a fundir o hidrogênio em uma casca que envolve o núcleo de hélio. As camadas externas da estrela se expandem e esfriam bastante à medida que se transformam em uma gigante vermelha . Em alguns casos, eles fundem elementos mais pesados ​​no núcleo ou em cascas ao redor do núcleo. À medida que as estrelas se expandem, elas lançam parte de sua massa, enriquecida com esses elementos mais pesados, no ambiente interestelar, para serem posteriormente recicladas como novas estrelas. Em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol entrar na fase de queima de hélio, ele se expandirá até um raio máximo de aproximadamente 1 unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual e perderá 30% de sua massa atual.

À medida que a casca de queima de hidrogênio produz mais hélio, o núcleo aumenta em massa e temperatura. Em uma gigante vermelha de até 2,25  M☉ , _a massa do núcleo de hélio torna-se degenerada antes da fusão do hélio . Finalmente, quando a temperatura aumenta o suficiente, a fusão do hélio no núcleo começa de forma explosiva no que é chamado de flash de hélio , e a estrela encolhe rapidamente em raio, aumenta sua temperatura de superfície e se move para o ramo horizontal do diagrama HR. Para estrelas mais massivas, a fusão do núcleo de hélio começa antes que o núcleo se torne degenerado, e a estrela passa algum tempo no red clump , queimando lentamente o hélio, antes que o envelope convectivo externo entre em colapso e a estrela se mova para o ramo horizontal.

Depois que uma estrela fundiu o hélio de seu núcleo, ela começa a fundir o hélio ao longo de uma casca que envolve o núcleo de carbono quente. A estrela então segue um caminho evolutivo chamado de ramo gigante assintótico (AGB) que é paralelo à outra fase de gigante vermelha descrita, mas com uma luminosidade maior. As estrelas AGB mais massivas podem passar por um breve período de fusão de carbono antes que o núcleo se degenere. Durante a fase AGB, as estrelas sofrem pulsos térmicos devido a instabilidades no núcleo da estrela. Nesses pulsos térmicos, a luminosidade da estrela varia e a matéria é ejetada da atmosfera da estrela, formando uma nebulosa planetária. Tanto quanto 50 a 70% da massa de uma estrela pode ser ejetada neste processo de perda de massa . Como o transporte de energia em uma estrela AGB é principalmente por convecção , esse material ejetado é enriquecido com os produtos de fusão retirados do núcleo. Portanto, a nebulosa planetária é enriquecida com elementos como carbono e oxigênio. Por fim, a nebulosa planetária se dispersa, enriquecendo o meio interestelar geral. Portanto, as futuras gerações de estrelas são feitas do "material estelar" de estrelas passadas.

estrelas massivas

Durante sua fase de queima de hélio, uma estrela de mais de 9 massas solares se expande para formar primeiro uma supergigante azul e depois uma supergigante vermelha . Estrelas particularmente massivas podem evoluir para uma estrela Wolf-Rayet , caracterizada por espectros dominados por linhas de emissão de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio, que atingiram a superfície devido a forte convecção e intensa perda de massa, ou pelo desprendimento das camadas externas.

Quando o hélio se esgota no núcleo de uma estrela massiva, o núcleo se contrai e a temperatura e a pressão sobem o suficiente para fundir o carbono (consulte Processo de queima de carbono ). Esse processo continua, com os estágios sucessivos sendo alimentados por neon (veja o processo de queima do neon ), oxigênio (veja o processo de queima do oxigênio ) e silício (veja o processo de queima do silício ). Perto do fim da vida da estrela, a fusão continua ao longo de uma série de camadas de cebola dentro de uma estrela massiva. Cada camada funde um elemento diferente, com a camada mais externa fundindo hidrogênio; a próxima concha fundindo hélio, e assim por diante.

O estágio final ocorre quando uma estrela massiva começa a produzir ferro . Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, qualquer fusão além do ferro não produz uma liberação líquida de energia.

Colapso

À medida que o núcleo de uma estrela encolhe, a intensidade da radiação dessa superfície aumenta, criando tal pressão de radiação na camada externa de gás que empurra essas camadas para longe, formando uma nebulosa planetária. Se o que resta depois que a atmosfera externa foi eliminada for menor que aproximadamente 1,4  M _☉ , ela encolherá para um objeto relativamente pequeno do tamanho da Terra, conhecido como anã branca . As anãs brancas não têm massa para uma maior compressão gravitacional. A matéria degenerada por elétrons dentro de uma anã branca não é mais um plasma. Eventualmente, as anãs brancas se transformam em anãs negras durante um longo período de tempo.

Em estrelas massivas, a fusão continua até que o núcleo de ferro tenha crescido tanto (mais de 1,4  M _☉ ) que não pode mais suportar sua própria massa. Esse núcleo entrará em colapso repentinamente à medida que seus elétrons forem direcionados para seus prótons, formando nêutrons, neutrinos e raios gama em uma explosão de captura de elétrons e decaimento beta inverso . A onda de choque formada por esse colapso repentino faz com que o restante da estrela exploda em uma supernova. As supernovas tornam-se tão brilhantes que podem ofuscar brevemente toda a galáxia da estrela. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente observadas por observadores a olho nu como "novas estrelas" onde aparentemente não existiam antes.

Uma explosão de supernova destrói as camadas externas da estrela, deixando um remanescente como a Nebulosa do Caranguejo. O núcleo é comprimido em uma estrela de nêutrons , que às vezes se manifesta como um pulsar ou uma explosão de raios-X . No caso das estrelas maiores, o remanescente é um buraco negro maior que 4  M _☉ . Em uma estrela de nêutrons a matéria está em um estado conhecido como matéria degenerada de nêutrons , com uma forma mais exótica de matéria degenerada, matéria QCD , possivelmente presente no núcleo.

As camadas externas de estrelas moribundas incluem elementos pesados, que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados ​​permitem a formação de planetas rochosos. A saída de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas desempenham um papel importante na formação do meio interestelar.

estrelas binárias

A evolução de estrelas binárias pode ser significativamente diferente da evolução de estrelas individuais com a mesma massa. Se as estrelas em um sistema binário estiverem suficientemente próximas, quando uma das estrelas se expande para se tornar uma gigante vermelha, ela pode transbordar seu lóbulo de Roche , a região ao redor de uma estrela onde o material é gravitacionalmente ligado a essa estrela, levando à transferência de material para a outra. . Quando o lóbulo de Roche é transbordado, uma variedade de fenômenos pode resultar, incluindo binários de contato , binários de envelope comum , variáveis ​​cataclísmicas , retardatários azuis e supernovas do tipo Ia . A transferência de massa leva a casos como o paradoxo de Algol , onde a estrela mais evoluída em um sistema é a menos massiva.

A evolução de estrelas binárias e sistemas estelares de ordem superior é intensamente pesquisada, uma vez que muitas estrelas foram encontradas como membros de sistemas binários. Cerca de metade das estrelas semelhantes ao Sol, e uma proporção ainda maior de estrelas mais massivas, se formam em sistemas múltiplos e isso pode influenciar bastante fenômenos como novas e supernovas, a formação de certos tipos de estrelas e o enriquecimento do espaço com produtos de nucleossíntese. .

A influência da evolução estelar binária na formação de estrelas massivas evoluídas, como as variáveis ​​azuis luminosas , as estrelas Wolf-Rayet e as progenitoras de certas classes de supernovas com colapso do núcleo ainda é contestada. Estrelas massivas individuais podem ser incapazes de expelir suas camadas externas com rapidez suficiente para formar os tipos e números de estrelas evoluídas que são observadas ou para produzir progenitores que explodiriam como as supernovas observadas. A transferência de massa através da decapagem gravitacional em sistemas binários é vista por alguns astrônomos como a solução para esse problema.

Distribuição

As estrelas não estão espalhadas uniformemente pelo universo, mas normalmente são agrupadas em galáxias junto com gás e poeira interestelar. Uma grande galáxia típica como a Via Láctea contém centenas de bilhões de estrelas. São mais de 2 trilhões (10 ¹² ), embora a maioria tenha menos de 10% da massa da Via Láctea. No geral, é provável que haja entre10 ²² e10 ²⁴ estrelas (mais estrelas do que todos os grãos de areia do planeta Terra ). A maioria das estrelas está dentro de galáxias, mas entre 10 e 50% da luz estelar em grandes aglomerados de galáxias pode vir de estrelas fora de qualquer galáxia.

Um sistema multiestrela consiste em duas ou mais estrelas ligadas gravitacionalmente que orbitam uma à outra . O sistema multiestrela mais simples e comum é uma estrela binária, mas existem sistemas de três ou mais estrelas. Por razões de estabilidade orbital, tais sistemas multiestrelas são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias. Grupos maiores são chamados de aglomerados estelares. Eles variam de associações estelares soltas com apenas algumas estrelas a aglomerados abertos com dezenas a milhares de estrelas, até enormes aglomerados globulares com centenas de milhares de estrelas. Tais sistemas orbitam sua galáxia hospedeira. As estrelas em um aglomerado aberto ou globular são todas formadas a partir da mesma nuvem molecular gigante , então todos os membros normalmente têm idades e composições semelhantes.

Muitas estrelas são observadas e a maioria ou todas podem ter se formado originalmente em sistemas estelares múltiplos ligados gravitacionalmente. Isto é particularmente verdadeiro para estrelas muito massivas das classes O e B, 80% das quais se acredita serem parte de sistemas estelares múltiplos. A proporção de sistemas estelares únicos aumenta com a diminuição da massa estelar, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas são conhecidas por terem companheiras estelares. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, mais de dois terços das estrelas na Via Láctea provavelmente são anãs vermelhas isoladas. Em um estudo de 2017 da nuvem molecular Perseus , os astrônomos descobriram que a maioria das estrelas recém-formadas estão em sistemas binários. No modelo que melhor explicou os dados, todas as estrelas se formaram inicialmente como binárias, embora algumas binárias posteriormente se separem e deixem estrelas únicas para trás.

A estrela mais próxima da Terra, além do Sol, é Proxima Centauri , a 4,2465 anos-luz (40,175 trilhões de quilômetros) de distância. Viajando na velocidade orbital do ônibus espacial , 8 quilômetros por segundo (29.000 quilômetros por hora), levaria cerca de 150.000 anos para chegar. Isso é típico de separações estelares em discos galácticos . As estrelas podem estar muito mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e nos aglomerados globulares, ou muito mais distantes nos halos galácticos .

Devido às distâncias relativamente vastas entre as estrelas fora do núcleo galáctico, acredita-se que as colisões entre as estrelas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro galáctico, as colisões podem ser mais comuns. Tais colisões podem produzir o que é conhecido como retardatários azuis . Essas estrelas anormais têm uma temperatura de superfície mais alta e, portanto, são mais azuis do que as estrelas no desvio da sequência principal no aglomerado ao qual pertencem; na evolução estelar padrão, os retardatários azuis já teriam evoluído fora da sequência principal e, portanto, não seriam vistos no aglomerado.

Características

Quase tudo sobre uma estrela é determinado por sua massa inicial, incluindo características como luminosidade, tamanho, evolução, tempo de vida e seu destino final.

Idade

A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até ter cerca de 13,8 bilhões de anos - a idade observada do universo . A estrela mais antiga já descoberta, HD 140283 , apelidada de estrela Matusalém, tem uma idade estimada de 14,46 ± 0,8 bilhões de anos. (Devido à incerteza no valor, esta idade da estrela não conflita com a idade do universo, determinada pelo satélite Planck como 13,799 ± 0,021).

Quanto mais massiva a estrela, menor sua vida útil, principalmente porque estrelas massivas têm maior pressão em seus núcleos, fazendo com que queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas mais massivas duram em média alguns milhões de anos, enquanto as estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e podem durar dezenas a centenas de bilhões de anos.

Vida útil dos estágios da evolução estelar em bilhões de anos

Massa Inicial ( M ☉ )	Sequência Principal	subgigante	Primeiro Gigante Vermelho	Núcleo que está queimando
1,0	9.33	2.57	0,76	0,13
1.6	2.28	0,03	0,12	0,13
2.0	1.20	0,01	0,02	0,28
5,0	0,10	0,0004	0,0003	0,02

Composição química

Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas são compostas por cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio, conforme medido pela massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Normalmente, a porção de elementos pesados ​​é medida em termos do teor de ferro da atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. A porção de elementos mais pesados ​​pode ser um indicador da probabilidade de que a estrela tenha um sistema planetário.

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol. Em contraste, a estrela μ Leonis , rica em supermetais, tem quase o dobro da abundância de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que contém o planeta , tem quase o triplo de ferro. Estrelas quimicamente peculiares mostram abundâncias incomuns de certos elementos em seu espectro; especialmente cromo e elementos de terras raras . Estrelas com atmosferas externas mais frias, incluindo o Sol, podem formar várias moléculas diatômicas e poliatômicas.

Diâmetro

Devido à sua grande distância da Terra, todas as estrelas, exceto o Sol, aparecem a olho nu como pontos brilhantes no céu noturno que piscam devido ao efeito da atmosfera da Terra. O Sol está próximo o suficiente da Terra para aparecer como um disco e fornecer luz do dia. Além do Sol, a estrela com o maior tamanho aparente é R Doradus , com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco .

Os discos da maioria das estrelas são muito pequenos em tamanho angular para serem observados com os atuais telescópios ópticos terrestres e, portanto, os telescópios de interferômetro são necessários para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para medir o tamanho angular das estrelas é através da ocultação . Ao medir com precisão a queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento no brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.

As estrelas variam em tamanho de estrelas de nêutrons, que variam de 20 a 40 km (25 milhas) de diâmetro, a supergigantes como Betelgeuse na constelação de Orion , que tem um diâmetro de cerca de 1.000 vezes o do Sol com uma densidade muito menor .

Cinemática

O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade de uma estrela, bem como a estrutura e evolução da galáxia circundante. Os componentes do movimento de uma estrela consistem na velocidade radial em direção ou para longe do Sol e no movimento angular transversal, que é chamado de movimento próprio.

A velocidade radial é medida pelo deslocamento Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em unidades de km/ s . O movimento próprio de uma estrela, sua paralaxe, é determinado por medições astrométricas precisas em unidades de segundos de arco (mas) por ano. Com o conhecimento da paralaxe da estrela e sua distância, a velocidade de movimento adequada pode ser calculada. Juntamente com a velocidade radial, a velocidade total pode ser calculada. Estrelas com altas taxas de movimento próprio provavelmente estarão relativamente próximas do Sol, tornando-as boas candidatas para medições de paralaxe.

Quando ambas as taxas de movimento são conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre as estrelas próximas, descobriu-se que as estrelas mais jovens da população I geralmente têm velocidades mais baixas do que as estrelas mais velhas da população II. Estes últimos têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia. Uma comparação da cinemática de estrelas próximas permitiu aos astrônomos traçar sua origem em pontos comuns em nuvens moleculares gigantes, e são referidos como associações estelares .

Campo magnético

O campo magnético de uma estrela é gerado em regiões do interior onde ocorre a circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo , onde o movimento de cargas elétricas induz campos magnéticos, assim como um dínamo mecânico. Esses campos magnéticos têm um grande alcance que se estende por toda a estrela e além dela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade da superfície magnética depende da taxa de rotação da estrela. Esta atividade de superfície produz manchas estelares , que são regiões de fortes campos magnéticos e temperaturas de superfície mais baixas do que o normal. Loops coronais são linhas de fluxo de campo magnético em arco que sobem da superfície de uma estrela para a atmosfera externa da estrela, sua coroa. Os loops coronais podem ser vistos devido ao plasma que eles conduzem ao longo de seu comprimento. Explosões estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.

Estrelas jovens e em rápida rotação tendem a ter altos níveis de atividade de superfície por causa de seu campo magnético. O campo magnético pode atuar sobre o vento estelar de uma estrela, funcionando como um freio para diminuir gradualmente a taxa de rotação com o tempo. Assim, estrelas mais velhas, como o Sol, têm uma taxa de rotação muito mais lenta e um nível mais baixo de atividade de superfície. Os níveis de atividade das estrelas que giram lentamente tendem a variar de maneira cíclica e podem desligar completamente por períodos de tempo. Durante o Mínimo de Maunder , por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de manchas solares.

Massa

Uma das estrelas mais massivas conhecidas é Eta Carinae , que, com 100 a 150 vezes a massa do Sol, terá uma vida útil de apenas alguns milhões de anos. Estudos dos aglomerados abertos mais massivos sugerem 150  M _☉ como um limite superior aproximado para estrelas na era atual do universo. Isso representa um valor empírico para o limite teórico da massa de estrelas em formação devido ao aumento da pressão de radiação na nuvem de gás em acreção. Várias estrelas no aglomerado R136 na Grande Nuvem de Magalhães foram medidas com massas maiores, mas foi determinado que elas poderiam ter sido criadas através da colisão e fusão de estrelas massivas em sistemas binários próximos, contornando o limite de 150 M  ☉ _em massivas formação estelar.

As primeiras estrelas a se formar após o Big Bang podem ter sido maiores, até 300  M _☉ , devido à completa ausência de elementos mais pesados ​​que o lítio em sua composição. É provável que esta geração de estrelas supermassivas de população III tenha existido no início do universo (isto é, observa-se que elas têm um alto desvio para o vermelho) e pode ter iniciado a produção de elementos químicos mais pesados ​​que o hidrogênio necessários para a formação posterior de planetas e vida . Em junho de 2015, os astrônomos relataram evidências de estrelas da População III na galáxia Cosmos Redshift 7 em z = 6,60 .

Com uma massa de apenas 80 vezes a de Júpiter ( M _J ), 2MASS J0523-1403 é a menor estrela conhecida que sofre fusão nuclear em seu núcleo. Para estrelas com metalicidade semelhante ao Sol, a massa mínima teórica que a estrela pode ter e ainda sofrer fusão no núcleo é estimada em cerca de 75 M _J . Quando a metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo da estrela parece ser cerca de 8,3% da massa solar, ou cerca de 87 M _J . Corpos menores, chamados de anãs marrons , ocupam uma área cinza mal definida entre estrelas e gigantes gasosos .

A combinação do raio e da massa de uma estrela determina sua gravidade superficial. As estrelas gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal, enquanto o oposto é o caso de estrelas compactas e degeneradas, como as anãs brancas. A gravidade da superfície pode influenciar a aparência do espectro de uma estrela, com maior gravidade causando uma ampliação das linhas de absorção .

Rotação

A taxa de rotação das estrelas pode ser determinada através da medição espectroscópica , ou mais exatamente determinada pelo rastreamento de suas manchas estelares . As estrelas jovens podem ter uma rotação superior a 100 km/s no equador. A estrela de classe B Achernar , por exemplo, tem uma velocidade equatorial de cerca de 225 km/s ou mais, fazendo com que seu equador se expanda e dando a ele um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que entre os pólos. Essa taxa de rotação está logo abaixo da velocidade crítica de 300 km/s, na qual a estrela se desintegraria. Em contraste, o Sol gira uma vez a cada 25 a 35 dias, dependendo da latitude, com uma velocidade equatorial de 1,93 km/s. O campo magnético de uma estrela da sequência principal e o vento estelar servem para diminuir sua rotação em uma quantidade significativa à medida que ela evolui na sequência principal.

Estrelas degeneradas se contraíram em uma massa compacta, resultando em uma rápida taxa de rotação. No entanto, eles têm taxas de rotação relativamente baixas em comparação com o que seria esperado pela conservação do momento angular - a tendência de um corpo em rotação compensar uma contração de tamanho aumentando sua taxa de rotação. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar. Apesar disso, a taxa de rotação de um pulsar pode ser muito rápida. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo , por exemplo, gira 30 vezes por segundo. A taxa de rotação do pulsar diminuirá gradualmente devido à emissão de radiação.

Temperatura

A temperatura da superfície de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia de seu núcleo e por seu raio, e geralmente é estimada a partir do índice de cores da estrela . A temperatura é normalmente dada em termos de temperatura efetiva , que é a temperatura de um corpo negro idealizado que irradia sua energia com a mesma luminosidade por área de superfície que a estrela. A temperatura efetiva é apenas representativa da superfície, pois a temperatura aumenta em direção ao núcleo. A temperatura na região central de uma estrela é de vários milhões  de kelvins .

A temperatura estelar determinará a taxa de ionização de vários elementos, resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura da superfície de uma estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e características de absorção, é usada para classificar uma estrela (veja a classificação abaixo).

Estrelas massivas da sequência principal podem ter temperaturas de superfície de 50.000 K. Estrelas menores, como o Sol, têm temperaturas de superfície de alguns milhares de K. Gigantes vermelhas têm temperaturas de superfície relativamente baixas de cerca de 3.600 K; mas têm uma elevada luminosidade devido à sua grande superfície exterior.

Radiação

A energia produzida pelas estrelas, um produto da fusão nuclear, irradia para o espaço como radiação eletromagnética e radiação de partículas . A radiação de partícula emitida por uma estrela se manifesta como o vento estelar, que flui das camadas externas como prótons eletricamente carregados e partículas alfa e beta . Um fluxo constante de neutrinos quase sem massa emanam diretamente do núcleo da estrela.

A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas brilham tanto: toda vez que dois ou mais núcleos atômicos se fundem para formar um único núcleo atômico de um novo elemento mais pesado, fótons de raios gama são liberados do produto da fusão nuclear. Essa energia é convertida em outras formas de energia eletromagnética de frequência mais baixa, como a luz visível, no momento em que atinge as camadas externas da estrela.

A cor de uma estrela, determinada pela frequência mais intensa da luz visível, depende da temperatura das camadas externas da estrela, incluindo sua fotosfera . Além da luz visível, as estrelas emitem formas de radiação eletromagnética invisíveis ao olho humano . Na verdade, a radiação eletromagnética estelar abrange todo o espectro eletromagnético , desde os comprimentos de onda mais longos das ondas de rádio até o infravermelho , luz visível, ultravioleta , até o mais curto dos raios X e raios gama. Do ponto de vista da energia total emitida por uma estrela, nem todos os componentes da radiação eletromagnética estelar são significativos, mas todas as frequências fornecem informações sobre a física da estrela.

Usando o espectro estelar , os astrônomos podem determinar a temperatura da superfície, a gravidade da superfície , a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela for encontrada, por exemplo, medindo a paralaxe, a luminosidade da estrela pode ser derivada. A massa, o raio, a gravidade da superfície e o período de rotação podem ser estimados com base em modelos estelares. (A massa pode ser calculada para estrelas em sistemas binários medindo suas velocidades orbitais e distâncias. Microlente gravitacional tem sido usada para medir a massa de uma única estrela.) Com esses parâmetros, os astrônomos podem estimar a idade da estrela.

Luminosidade

A luminosidade de uma estrela é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante que ela irradia por unidade de tempo. Tem unidades de poder . A luminosidade de uma estrela é determinada pelo seu raio e temperatura da superfície. Muitas estrelas não irradiam uniformemente em toda a sua superfície. A estrela de rotação rápida Vega , por exemplo, tem um fluxo de energia maior (potência por unidade de área) em seus pólos do que ao longo de seu equador.

Manchas da superfície da estrela com temperatura e luminosidade mais baixas do que a média são conhecidas como manchas estelares . Pequenas estrelas anãs , como o Sol, geralmente têm discos essencialmente sem características com apenas pequenas manchas estelares. As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e mais óbvias e exibem um forte escurecimento dos membros estelares . Ou seja, o brilho diminui em direção à borda do disco estelar. Estrelas anãs vermelhas , como UV Ceti, podem possuir características proeminentes de manchas estelares.

Magnitude

O brilho aparente de uma estrela é expresso em termos de sua magnitude aparente . É uma função da luminosidade da estrela, sua distância da Terra, o efeito de extinção da poeira e do gás interestelar e a alteração da luz da estrela à medida que ela passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada à luminosidade de uma estrela e é a magnitude aparente que uma estrela teria se a distância entre a Terra e a estrela fosse de 10 parsecs (32,6 anos-luz).

Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude

magnitude aparente	Número  de estrelas
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1.602
6	4.800
7	14.000

As escalas de magnitude aparente e absoluta são unidades logarítmicas : a diferença de um número inteiro em magnitude é igual a uma variação de brilho de cerca de 2,5 vezes (a raiz 5 de 100 ou aproximadamente 2,512). Isso significa que uma estrela de primeira magnitude (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma estrela de segunda magnitude (+2,00) e cerca de 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta magnitude (+6,00). As estrelas mais fracas visíveis a olho nu sob boas condições de visão são de magnitude +6.

Nas escalas de magnitude aparente e absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante a estrela; quanto maior o número de magnitude, mais fraca a estrela. As estrelas mais brilhantes, em qualquer escala, têm números de magnitude negativos. A variação no brilho (Δ L ) entre duas estrelas é calculada subtraindo o número da magnitude da estrela mais brilhante ( m _b ) do número da magnitude da estrela mais fraca ( m _f ) e, em seguida, usando a diferença como um expoente para o número base 2.512; ou seja:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}$

${\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

Em relação à luminosidade e à distância da Terra, a magnitude absoluta ( M ) e aparente ( m ) de uma estrela não são equivalentes; por exemplo, a estrela brilhante Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas tem uma magnitude absoluta de +1,41.

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é de apenas +4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa que o Sol, enquanto Canopus , a segunda estrela mais brilhante no céu noturno com uma magnitude absoluta de -5,53, é aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa que o sol. Apesar de Canopus ser muito mais luminoso que Sirius, a última estrela parece ser a mais brilhante das duas. Isso ocorre porque Sirius está a apenas 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a uma distância de 310 anos-luz.

As estrelas mais luminosas conhecidas têm magnitudes absolutas de aproximadamente -12, correspondendo a 6 milhões de vezes a luminosidade do Sol. Teoricamente, as estrelas menos luminosas estão no limite inferior de massa em que as estrelas são capazes de suportar a fusão nuclear de hidrogênio no núcleo; estrelas logo acima deste limite foram localizadas no aglomerado NGC 6397 . As anãs vermelhas mais fracas do aglomerado são de magnitude absoluta 15, enquanto uma anã branca de 17ª magnitude absoluta foi descoberta.

Classificação

Faixas de temperatura da superfície para
diferentes classes estelares

Aula	Temperatura	Exemplo de estrela
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

O atual sistema de classificação estelar se originou no início do século 20, quando as estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio . Pensava-se que a força da linha de hidrogênio era uma função linear simples da temperatura. Em vez disso, era mais complicado: se fortaleceu com o aumento da temperatura, atingiu um pico próximo a 9.000 K e depois declinou em temperaturas mais altas. As classificações foram desde então reordenadas pela temperatura, na qual se baseia o esquema moderno.

As estrelas recebem uma classificação de uma única letra de acordo com seus espectros, variando do tipo O , que são muito quentes, até M , que são tão frias que as moléculas podem se formar em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura da superfície são: O, B, A, F, G, K e M . Uma variedade de tipos espectrais raros recebem classificações especiais. Os mais comuns são os tipos L e T , que classificam as estrelas mais frias de baixa massa e anãs marrons. Cada letra possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. No entanto, este sistema quebra em temperaturas extremamente altas, pois as classes O0 e O1 podem não existir.

Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos de luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e são determinadas por sua gravidade superficial. Estes variam de 0 ( hipergigantes ) a III ( gigantes ) a V (anões da sequência principal); alguns autores acrescentam VII (anãs brancas). As estrelas da sequência principal caem ao longo de uma faixa diagonal estreita quando representadas graficamente de acordo com sua magnitude absoluta e tipo espectral. O Sol é uma anã amarela G2V da sequência principal de temperatura intermediária e tamanho comum.

Há uma nomenclatura adicional na forma de letras minúsculas adicionadas ao final do tipo espectral para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um " e " pode indicar a presença de linhas de emissão; " m " representa níveis extraordinariamente fortes de metais, e " var " pode significar variações no tipo espectral.

As estrelas anãs brancas têm sua própria classe que começa com a letra D. Isso é ainda subdividido nas classes DA , DB , DC , DO , DZ e DQ , dependendo dos tipos de linhas proeminentes encontradas no espectro. Isto é seguido por um valor numérico que indica a temperatura.

estrelas variáveis

As estrelas variáveis ​​têm mudanças periódicas ou aleatórias na luminosidade por causa de propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os tipos primários podem ser subdivididos em três grupos principais.

Durante sua evolução estelar, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis ​​pulsantes. Estrelas variáveis ​​pulsantes variam em raio e luminosidade ao longo do tempo, expandindo e contraindo com períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho da estrela. Esta categoria inclui Cefeidas e estrelas semelhantes a Cefeidas e variáveis ​​de longo período, como Mira .

Variáveis ​​eruptivas são estrelas que experimentam aumentos súbitos de luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa. Este grupo inclui protoestrelas, estrelas Wolf-Rayet e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes e supergigantes.

Estrelas variáveis ​​cataclísmicas ou explosivas são aquelas que sofrem uma mudança dramática em suas propriedades. Este grupo inclui novas e supernovas. Um sistema estelar binário que inclui uma anã branca próxima pode produzir certos tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e uma supernova tipo 1a. A explosão é criada quando a anã branca acumula hidrogênio da estrela companheira, acumulando massa até que o hidrogênio sofra fusão. Algumas novas são recorrentes, tendo explosões periódicas de amplitude moderada.

As estrelas podem variar em luminosidade devido a fatores extrínsecos, como binários eclipsantes, bem como estrelas em rotação que produzem manchas estelares extremas. Um exemplo notável de um binário eclipsante é Algol, que varia regularmente em magnitude de 2,1 a 3,4 durante um período de 2,87 dias.

Estrutura

O interior de uma estrela estável está em um estado de equilíbrio hidrostático : as forças em qualquer pequeno volume quase exatamente se contrabalançam. As forças equilibradas são força gravitacional interna e uma força externa devido ao gradiente de pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma; a parte externa da estrela é mais fria que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma sequência principal ou estrela gigante é pelo menos da ordem de10 ⁷  K . A temperatura e a pressão resultantes no núcleo de queima de hidrogênio de uma estrela da sequência principal são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que energia suficiente seja produzida para evitar o colapso adicional da estrela.

Como os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante, aumentando a energia térmica no núcleo. As estrelas na sequência principal convertem hidrogênio em hélio, criando uma proporção lenta mas constantemente crescente de hélio no núcleo. Eventualmente, o conteúdo de hélio torna-se predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Em vez disso, para estrelas com mais de 0,4  M _☉ , a fusão ocorre em uma camada de expansão lenta em torno do núcleo de hélio degenerado .

Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável manterá um balanço energético de equilíbrio térmico . Há um gradiente de temperatura radial em todo o interior que resulta em um fluxo de energia fluindo em direção ao exterior. O fluxo de energia que sai de qualquer camada dentro da estrela corresponderá exatamente ao fluxo que vem de baixo.

A zona de radiação é a região do interior estelar onde o fluxo de energia para fora depende da transferência de calor por radiação, uma vez que a transferência de calor por convecção é ineficiente nessa zona. Nesta região, o plasma não será perturbado e qualquer movimento de massa desaparecerá. Quando este não é o caso, então o plasma torna-se instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção . Isso pode ocorrer, por exemplo, em regiões onde ocorrem fluxos de energia muito altos, como próximo ao núcleo ou em áreas com alta opacidade (tornando a transferência de calor radiativa ineficiente) como no envelope externo.

A ocorrência de convecção no envelope externo de uma estrela da sequência principal depende da massa da estrela. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona de convecção bem no interior e uma zona radiativa nas camadas externas. Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona convectiva localizada nas camadas externas. Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4  M _☉ são convectivas por toda parte, o que impede o acúmulo de um núcleo de hélio. Para a maioria das estrelas, as zonas convectivas variam ao longo do tempo à medida que a estrela envelhece e a constituição do interior é modificada.

A fotosfera é a porção de uma estrela que é visível para um observador. Esta é a camada na qual o plasma da estrela se torna transparente aos fótons de luz. A partir daqui, a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar no espaço. É dentro da fotosfera que aparecem as manchas solares , regiões de temperatura abaixo da média.

Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar. Em uma estrela da sequência principal como o Sol, o nível mais baixo da atmosfera, logo acima da fotosfera, é a fina região da cromosfera , onde aparecem as espículas e começam as explosões estelares . Acima disso está a região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente em uma distância de apenas 100 km (62 milhas). Além disso está a coroa , um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros. A existência de uma coroa parece depender de uma zona convectiva nas camadas externas da estrela. Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz, devido à sua baixa densidade de gás. A região da coroa do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar .

Da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da estrela, até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência de seu vento solar se estende por uma região em forma de bolha chamada heliosfera .

Vias de reação de fusão nuclear

Quando os núcleos se fundem, a massa do produto fundido é menor que a massa das partes originais. Essa massa perdida é convertida em energia eletromagnética, de acordo com a relação de equivalência massa-energia . Uma variedade de reações de fusão nuclear ocorre nos núcleos das estrelas, que dependem de sua massa e composição. ${\displaystyle E=mc^{2}}$

O processo de fusão de hidrogênio é sensível à temperatura, portanto, um aumento moderado na temperatura central resultará em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura central das estrelas da sequência principal varia apenas de 4 milhões de kelvin para uma pequena estrela da classe M a 40 milhões de kelvin para uma estrela massiva da classe O.

No Sol, com um núcleo de 16 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia próton-próton :

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 e ⁺ + 2 e ⁻ → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5,5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Existem alguns outros caminhos, nos quais ³ He e ⁴ He se combinam para formar ⁷ Be, que eventualmente (com a adição de outro próton) produz dois ⁴ He, um ganho de um.

Todas essas reações resultam na reação geral:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

onde γ é um fóton de raios gama, ν _e é um neutrino, e H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por essa reação está em milhões de elétron-volts. Cada reação individual produz apenas uma pequena quantidade de energia, mas como um grande número dessas reações ocorre constantemente, elas produzem toda a energia necessária para sustentar a emissão de radiação da estrela. Em comparação, a combustão de duas moléculas de gás hidrogênio com uma molécula de gás oxigênio libera apenas 5,7 eV.

Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono chamado ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio .

Em estrelas evoluídas com núcleos de 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10  M _☉ , o hélio pode ser transformado em carbono no processo triplo-alfa que utiliza o elemento intermediário berílio :

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Para uma reação global de:

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

Em estrelas massivas, elementos mais pesados ​​podem ser queimados em um núcleo em contração através do processo de queima de neon e processo de queima de oxigênio . O estágio final no processo de nucleossíntese estelar é o processo de queima de silício que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. Qualquer fusão posterior seria um processo endotérmico que consome energia e, portanto, mais energia só pode ser produzida por meio do colapso gravitacional.

Duração das principais fases de fusão para uma  estrela de 20 M _☉

material combustível	Temperatura (milhões de kelvins)	Densidade ( kg/cm 3 )	Duração da queima (τ em anos)
H	37	0,0045	8,1 milhões
Ele	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	0,0315

Veja também

• Fusor (astronomia)
• Esquema de astronomia
• tempo sideral
• relógios de estrelas
• contagem de estrelas
• Estrelas e sistemas planetários na ficção

Referências

links externos

• "Como decifrar códigos de classificação" . Sociedade Astronômica do Sul da Austrália . Consultado em 20 de agosto de 2010 .
• Caler, James. "Retratos de estrelas e suas constelações" . Universidade de Illinois . Consultado em 20 de agosto de 2010 .
• Pickover, Cliff (2001). As Estrelas do Céu . Imprensa da Universidade de Oxford. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina; e outros (2001). "Estrelas: atmosferas estelares, estrutura e evolução" . Universidade de St. Andrews . Consultado em 20 de agosto de 2010 .
• "Consultar estrela por identificador, coordenadas ou código de referência" . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Consultado em 20 de agosto de 2010 .