Estrelas - cruzazulsp.com.br · seu espectro , luminosidade e movimento no espaço. A ... Razi.26 No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao

Estrelas Texto extraído de http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelas

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

(Redirecionado de Estrelas)

Nota: Para outros significados para "Estrela", veja

Uma região de surgimento de estrelas na

Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de

sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de

próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da

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

agrupadas em constelações e asterismos

Extensoscatálogos de estrelas foram compostos pelos

designações padronizadas.

Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à

no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e

Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o

estrelas, seja pela nucleossíntese estelar

supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a

idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o

seu espectro, luminosidadee movimento no espaço. A

determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são

determinadas pela história da su

e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas

conhecido comoDiagrama de Hertzsprung

estado evolucionário de uma estrela.

http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelas

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Para outros significados para "Estrela", veja Estrela (desambiguação).

Uma região de surgimento de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Imagem NASA/ESA

é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade

sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada

, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são


fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste

asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios.

de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de

Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear

seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o

que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por

nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de

supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar amassa

e muitas outras propriedades de uma estrela observando o

e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal

e possível destino. Outras características de uma estrela são

determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento

. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades,

Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o

uma estrela.

ESA

gravidade. Ao fim de

matéria degenerada. A estrela mais

do planeta. Outras estrelas são


esfera celesteforam

, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios.

, o que permite a existência de

fusão nuclear do hidrogênio

para o espaço sideral.

foram criados por

durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de

massa,

e muitas outras propriedades de uma estrela observando o

total de uma estrela é o principal

e possível destino. Outras características de uma estrela são

, rotação, movimento

contra suas luminosidades,

R), permite determinar a idade e o

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 h

restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de

processos radiantes e convectivos

sua própria gravidade. Quando o

possuem pelo menos 40% da massa do Sol

em alguns casos fundindoelementos

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 umas em torno das outras em

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

Índice

[mostrar]

[editar]História da observação

As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.

de Leão foi feita porJohannes Hevelius

Historicamente, as estrelas foram importantes para as

parte de práticas religiosas e usadas para

antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram

imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em

acompanhar os movimentos dos

relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser

usados para regular as práticas agrícolas.



denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.


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

elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A



e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente

se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas


As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento

gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

História da observação

As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.5 Esta representação de 1690 da constelação

Johannes Hevelius.6

Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram

e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos


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


ular as práticas agrícolas.7 O calendário gregoriano, atualmente usado em quase



élio pelo processo de fusão nuclear.1 O


. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a

do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que

gigantes vermelhas,

núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A



e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente

estáveis. Quando duas dessas estrelas


As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento

Esta representação de 1690 da constelação

em todo o mundo. Elas foram

e orientação astronômica. Muitos astrônomos


e as usaram para

O movimento do Sol em


, 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 al-

Razi.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

Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do

século XX. Em 1913, foi desenvolvido o

astrofísico das estrelas. Modelos bem

estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram exp

meio dos avanços da física quântica

atmosfera estelar.31

Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso

Local de galáxias,32 especialmente na par

catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia).

foram observadas na galáxia M100 do

da Terra.34 No Superaglomerado local

telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no

mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos

Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados

foram observados. A única exce

contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos

vezes mais que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

[editar]Designações

Ver artigo principal: Designação estelar

Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período

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

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

πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam v

das quais os nomes dos planetas

tirados.38 Urano e Netuno eram também deuses

era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram

atribuídos por astrônomos modernos.

Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões

correspondentes do céu. O astrônomo alemão

fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando

telescópio Hooker.30


século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo

astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das

estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados com sucesso por

física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da

, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso

especialmente na parte 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

Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais

am no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local

mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância35 (ver


foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas

contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância

o mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

Designação estelar

se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico. Os antigos



posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base daastrologia


.


gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidas como planetas

(planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir

das quais os nomes dos planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter eSaturno foram

eram também deuses gregos e romanos, mas nenhum dos dois planetas


atribuídos por astrônomos modernos.

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


, impulsionando o estudo

sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das

licados com sucesso por

, o que permitiu a determinação da composição química da

, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo

(como demonstrado pelos

. Entretanto, algumas estrelas

, a cerca de 100 milhões de anos-luz

é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais

Aglomerado Local - as estrelas

(ver Cefeidas).


ção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas

luz de distância36 - dez

o mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

. Os antigos



astrologia.37 Muitas das



planetas(do grego

árias divindades importantes, a partir

foram

, mas nenhum dos dois planetas


e 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões

criou uma série de mapas de estrelas

e aplicou letras gregas como designações

sistema de numeração baseado na

de estrelas de John Flamsteed

do que este sistema de numeração passou a ser chamado

Flamsteed.39 40

Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos

celestes é a União Astronômica Internacional

de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica

reguladas.42 43 Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são

reconhecidos e nem usados por ela.

[editar]Unidades de medida

A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do

Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades

luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares,

baseadas nas características do Sol:

massa solar:

luminosidade solar:

raio solar:

Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o

de estrelas binárias, são frequentemente

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

interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de

vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas

parte de hidrogênio, com cerca de 23

pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a

medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, el

poderosamente essas nuvens e também

[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 prove

de supernovas(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas

starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os

designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um

sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo

em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir

do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed


União Astronômica Internacional (UAI).41 Algumas empresas privadas vendem nomes

Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não

Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são

reconhecidos e nem usados por ela.44

Unidades de medida

A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de

Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando


baseadas nas características do Sol:

kg45

W45

m46

Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior

de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica


Formação e evolução

As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no

, 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% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais

pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion

medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, el

poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII

Formação da protoestrela

Formação estelar


molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes

(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma

). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os

das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um

da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo

edição de 1712), a partir

designação de Flamsteed ou numeração


privadas vendem nomes

Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são

Sistema Internacional de

exemplo, expressando-se a


semieixo maior de um sistema

unidade astronômica (UA) -


As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio

, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de

e consistem em sua maior

28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais

nebulosa de Órion.47 À

medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam

região HII.


(como uma galáxia

). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os

critérios para a Instabilidade de Jeans

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

energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem

protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de

umaprotoestrela se forma no núcleo.

que a estrela ainda não atingiu a

um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 m

anos.

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas

as com massas maiores são

jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o

estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como

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.

[editar]Sequência principal

Ver artigo principal: Sequência principal

As estrelas passam cerca de 90

reações a altas temperaturas e pressões próximo ao

na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no

estágio zero, a proporção de hé

consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta

vagarosamente sua temperatura e luminosidade

Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força


Imagem NASA


glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a


protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático

se forma no núcleo.49 Essas estrelas da pré-sequência principal

que a estrela ainda não atingiu asequência principal) são frequentemente cercadas por

. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 m

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri

as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem

jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular

estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como

Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,

podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.52

Sequência 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 que tais estrelas estão

e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no

estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como


vagarosamente sua temperatura e luminosidade53 – estima-se que o Sol, por exemplo, tenha

, ela começa a colapsar sob a sua própria força



densidade aumenta, a


equilíbrio hidrostático,

sequência principal (estágio em

) são frequentemente cercadas por

. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões de

estrelas T Tauri, enquanto

nascidas emitem

momento angular da

estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos

Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,

52

% da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em

se que tais estrelas estão

e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no

lio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como


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

para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde

10−14 massas solares a cada ano,

sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10

afetando significativamente a sua evolução.

solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência

principal.56

Um exemplo de um diagrama de

(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

sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 10

consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas

(chamadas anãs vermelhas

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.


vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás


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 que começam com mais de 50 massas


Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol

(no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)


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


anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou


Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do



ículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás


0,01% de sua massa total ao longo de toda a

massas solares por ano,

trelas que começam com mais de 50 massas


Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol


que ela o consome, isto é, da

anos. Estrelas grandes


) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou


Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do


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

A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual

controlar a formação de campos magnéticos

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 nuve

elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas

atmosferas).

[editar]Pós-sequência principal

Ver artigo principal: Gigante vermelha

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar

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

uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma

astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual.

Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.

solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.

núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a

gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas

maiores, a região do núcleo alterna direta

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

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.



o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada

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.



quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em


sequência principal

Gigante vermelha

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar2 exaurem o estoque de hidr


. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o

uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma

(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 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


maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do

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


Estrelas grandes

é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.



desses elementos é chamada metalicidade.

uma estrela vai queimar seu combustível,

e modificar a força do vento estelar.58 As estrelas



ns ficam cada vez mais ricas em


exaurem o estoque de hidrogênio em


. 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

Como uma gigante, o

rmelha de até 2,25 massas

Posteriormente, o

e a estrela começa a


mente da fusão do hidrogênio para a do

Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em

segue então um caminho evolucionário


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 Wolf-

Rayet, 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

1050 d.C.

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela ex

nebulosas como a do Caranguejo

manifesta como um pulsar

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

amatéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a

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 ro

grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.

[editar]Distribuição

Uma estrela anã branca em órbita de

Além das estrelas isoladas, existem

estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais

nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando

Caranguejo 64 ) e o que sobra é uma estrela de nêutrons

pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o


Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido

degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada,

, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a

um estado que ainda não é compreendido.



permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de

grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.

em órbita de Sirius(visão artística). Imagem NASA

Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem de duas ou mais


, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de

plosão de uma supernova (formando

estrela de nêutrons (que às vezes se

) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o


Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido

, com uma forma mais exótica de matéria degenerada,

, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em



chosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de

grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.64

em de duas ou 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

já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.

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 d

[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,

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 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.

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã

teor de ferro do Sol.82 Em contraste, a estrela super

do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela

é a estrela mais próxima da Terra.

estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características


Idade estelar


próximas de 13,7 bilhões de anos – aidade observada do universo. A estrela mais antiga

0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.75


seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais



duram dezenas a centenas de bilhões de anos.77 78

Composição química

Metalicidade


hidrogênio e 27% de hélio,79 em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados.



relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam s



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, com apenas 1/200.000 do

Em contraste, a estrela 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

estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características



. A estrela mais antiga

76Quanto maior a


seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais




em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados.



relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são



A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da

2326, com apenas 1/200.000 do

rica em metal µ Leonis tem quase o dobro

, que possui planetas, tem quase o triplo

de ferro.83 Também existem

pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente

[editar]Diâmetro

As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece

como o mais à esquerda 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

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 u

arco.85 Os discos da maioria das estrelas têm

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

queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela

ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.

tamanho desde as estrelas de nêutrons

até supergigantes como Betelgeuse

aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol

Entretanto, Betelgeuse tem uma

[editar]Cinemática

Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias

pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras


a no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à


o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da



tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de

Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem


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

estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro,

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

, que mostram abundâncias

terras-raras.84


a no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à


cintilam por causa do efeito da



segundos de

muito pequeno para serem


são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a

. Pela medição precisa da

(ou o aumento do brilho quando

As estrelas variam em

km de diâmetro,

, que tem um diâmetro

cerca de 0,9 bilhão de quilômetros.

As Plêiades, aglomerado estelar aberto

movimento pelo espaço.88

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

componentes do movimento de uma estrela são a

afastando-se do Sol, e o movimento angular

próprio.

A velocidade radial é medida pelo

km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em

milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando

movimento próprio 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.

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

estrelas da população I têm geralmente velocidades

II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.

comparação da cinemática de estrelas próximas tam

estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em

nuvens moleculares gigantes.

[editar]Campo magnético

Ver artigo principal: Campo magnético estelar

aglomerado estelar aberto na constelação deTouro. Essas estrelas executam o mesmo

88 Foto NASA


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 do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu

A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em


milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o

o pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas


delas boas candidatas para medições de paralaxe.89


relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou

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.

comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações


nuvens moleculares gigantes.91

Campo magnético

Campo magnético estelar

. Essas estrelas executam o mesmo


evolução da galáxia que a cerca. Os

, aproximando-se ou

transversal, que é chamado o seu movimento

das linhas espectrais da estrela e é dada em


se a paralaxe de uma estrela, o

o pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas



relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se que

menores do que as estrelas da população

II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.90 A

bém levou à identificação de associações


Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do

meio de imagem Zeeman

O campo magnético de uma estre

circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um

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 s

depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz

estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas

que as normais. Anéis coronais

para a coroa a partir de regiões ativas.

energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.

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

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 in

períodos.93 Durante o mínimo de Maunder

anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.

[editar]Massa

Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a

do Sol; seu tempo de vida é muito curto

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

parcialmente ao Limite de Eddington

pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases par

Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do tipo T Tauri), reconstruído por

meio de imagem Zeeman-Doppler.

de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a

. Este movimento de plasma condutor funciona como um


com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética

depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz

, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores

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

jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,


estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à



rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por

mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70

anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.

Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae,94 com 100-150 vezes a massa

do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos.


A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas

Limite de Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que

pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço.

), reconstruído por

la é gerado dentro de regiões onde ocorre a

. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando


uperficial magnética

depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas

superficiais menores

são campos magnéticos em forma de arco que se estendem

são explosões de partículas de alta

jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,


estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida



terromper totalmente por

m período de 70

150 vezes a massa

no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do


A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve

, que define a quantidade máxima de luminosidade que

a o espaço.

Entretanto, a massa de uma estrela chamada

em 265 massas solares, colocando

A nebulosa de reflexão NGC 1999

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

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

sua composição. Entretanto esta geração de estre

extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.

Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de

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 q

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.

ocupam uma zona cinzenta mal definida

A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas

gigantes têm uma gravidade superficial muito

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 d

As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento

à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares.

pequena (abaixo de 0,5 massa solar

Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a

em 265 massas solares, colocando este limite em questão.96

NGC 1999 é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela


de espaço vazio e não uma nebulosa escura, como se pensou inicialmente. Imagem NASA


devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o

sua composição. Entretanto esta geração de 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 C, uma companheira


Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica q


estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a


solar, ou 87 vezes a de Júpiter.100 101 Corpos menores são chamados anãs marrons

ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os gigantes gasosos


gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal,



maior causando o alargamento das raias espectrais.31

As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento

à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito

massa solar) não entram no ramo gigante assintótico

RMC 136a, foi medida

é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela


Imagem NASA


devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em

las superpesadas da população III está

oradus C, uma companheira


Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma


estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a


anãs marrons, que

gigantes gasosos.


menor do que as estrelas da sequência principal,



As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário,

Estrelas com massa muito

ramo gigante assintótico (AGB), mas

evoluem diretamente para anãs brancas.

solares), dependendo de sua composição entram no AGB, on

hélio degenerado. Estrelas de massa intermediária

núcleo degenerado de carbono

solares, podendo chegar a 5

terminando numa explosão de

[editar]Rotação

Ver artigo principal: Rotação estelar

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de

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

rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo

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.

uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994

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.

Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida

velocidade de rotação. Entretanto, elas têm

com as que seriam esperadas pela conservação do

corpo em rotação de compensar a redução de ta

Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de

massa pelo vento estelar.105

alta. O pulsar no coração da

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

temperatura de um corpo negro

unidade de área da superfície da estrela. Ressalte

apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um

gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.

temperatura na região do núcleo de uma

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 desenvolvem um núcleo de

Estrelas de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um

carbono-oxigênio. Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas

solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusão do carbono, com suas vidas

rminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.102

Rotação estelar

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de

ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação

. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que

km/s no equador. A estrela classe B Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de

km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de


km/s, em que a estrela se desintegraria.103 Em comparação, o Sol gira

35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético

servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela

, à medida que ela evolui na sequência principal.104

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 com o aumento da sua velocidade.


105 Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito

alta. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo, por exemplo, gira 30 vezes por

A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de



107 Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva

corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por

unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é

entativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um

gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.

temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin

(entre 1,8 e 2,2 massas

de desenvolvem um núcleo de

e desenvolvem um

(entre 7 e 10 massas

, com suas vidas

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de medição

ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação

. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que

, por exemplo, tem uma velocidade de

lhe um diâmetro equatorial que é mais de


Em comparação, o Sol gira

km/s. O campo magnético

servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela

se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida

velocidades relativamente baixas se comparadas

a tendência de um

manho com o aumento da sua velocidade.


otação de um pulsar pode ser muito

, por exemplo, gira 30 vezes por

A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de



temperatura efetiva, que é a

ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por

se, entretanto, que a temperatura efetiva é

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

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

estrela irradia por unidade de

a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um

sua superfície. A estrela Vega

nos seus polos do que ao longo do seu

Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que

conhecidas como manchas estelares

apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares.

As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias

exibem forte escurecimento de bordo

estelar.117 Anãs vermelhas eruptivas como a

estelares importantes.118

[editar]Magnitude

Ver artigos principais: Magnitude aparente

O brilho aparente de uma estrela é medido pela sua

estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela

quando passa pela atmosfera da Terra. A magn

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

Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude

Magnitude aparente

0

1

2

3

4

Luminosidade

Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante

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

Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior

do que ao longo do seu equador.115

Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são

manchas estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente


As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias

escurecimento de bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco

s vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas

Magnitude aparente e Magnitude absoluta

aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente, que é o brilho da


quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente


se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).

Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude

Número de estrelas119

4

15

48

171

513

energia radiante que a

. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e

uniforme por toda a

, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior

a média são

. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente


As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias116e também

, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco

podem também possuir manchas

, que é o brilho da


itude intrínseca ou absoluta está diretamente


5

6

7

As magnitudes aparente e absoluta são

na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes

100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é

cerca de 2,5 vezes mais 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 (

pela subtração entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca

(mf' ), depois usando-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

brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de

absoluta de +1,41.

O Sol tem uma magnitude aparente de

+4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é

aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto

segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de

aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser

muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais

8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a

com magnitude de

luminosa do que o Sol.

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.

1.602

4.800

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


s brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente



magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da


números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (∆L

ção entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca

se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:


m) não são equivalentes para uma estrela individual;

brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude

1,41.

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas


aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto Canopus

segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de


muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente

luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a

com magnitude de -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

aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado


: uma diferença de uma unidade

(a raiz quinta de


s brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente



magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da


∆L) é calculada

ção entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca

se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:


) não são equivalentes para uma estrela individual;120 por exemplo, a

1,44, mas uma magnitude

26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas


Canopus, a

segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é


brilhante, porque está a somente

luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20,

14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais

As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão

aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado


Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua,

quando vista da Terra.

[editar]Classificação

Ver artigo principal:

Faixas de Temperatura Superficialpara Diferentes Classes Estelares

Classe Temperatura

O 33.000

B 10.500–

A 7.500–

F 6.000–

G 5.500–

K 4.000–

M 2.600–

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

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

temperaturas menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela

temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.

Há classificações diferentes de uma só letra para e

espectros, variando do tipo

se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem

decrescente de temperatura superficial são:

espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são


quando vista da Terra.122

Classificação

Ver artigo principal: Classificação estelar

Faixas de Temperatura Superficial para Diferentes Classes Estelares123

Temperatura Estrela tipo

K ou mais Zeta Ophiuchi

–30.000 K Rigel

–10.000 K Altair

–7.200 K Procyon A

–6.000 K Sol

–5.250 K Epsilon Indi

–3.850 K Proxima Centauri


estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de



s 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 de acordo com os seus

espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M, tão frias que podem


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



estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio.124 Não



s menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela

strelas de acordo com os seus

, tão frias que podem


. 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 temper

Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não

existir estrelas classes

Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos

encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e

são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de

a V (anãs da sequência principal), passando pela

acrescentam a classe

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.

sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.

Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo

espectral, para indicar características p

um "e" pode indicar a presença de linhas de emissão,

excepcionalmente altos de metais e

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra

subdividida nas classes

predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida

numérico que indica o índice de temperatura.

[editar]Estrelas variáveis


A aparência assimétrica de

espacial Hubble’’


possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temper


existir estrelas classes O0 e O1.126

Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos da luminosidade


são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes

(anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes). Alguns autores

acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem



sua magnitude absoluta e o tipo espectral.126 O Sol é uma anã amarela



espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo,

pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis

excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra

subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ e DQ, dependendo dos tipos de linhas

predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida

numérico que indica o índice de temperatura.127

Estrelas variáveis

Ver artigo principal: Estrela variável

A aparência assimétrica de Mira, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do


possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura.


efeitos da luminosidade


hipergigantes)

). Alguns autores

(anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem à



O Sol é uma anã amarela G2V da



eculiares do espectro. Por exemplo,

representa níveis

pode significar variações no tipo espectral.126

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois

, dependendo dos tipos de linhas

predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor

, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do telescópio

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

e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho

da estrela. Esta categ

de longo ciclo, como Mira.

Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade

devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.

protoestrelas, estrelas de Wolf

e supergigantes.

As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas

propriedades. Este grupo inclui as

que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões

estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.

quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira,

acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.

recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.

As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos,

como eclipses de binárias e estre

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

[editar]Estrutura


O interior de uma estrela estável está em estado de

em qualquer pequeno volume se contrabalançam

centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de

pressão dentro da estrela. O

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

energia suficiente para impedir o colapso da estrela.

À medida que os núcleos atômicos

forma de raios gama



tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.

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 em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho

da estrela. Esta categoria inclui as Cefeidas e estrelas similares, bem como variáveis

de longo ciclo, como Mira.128

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 e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes


propriedades. Este grupo inclui as novas e supernovas. Um sistema binário de estrelas


estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.4 A ex


acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.129 Algumas novas são

apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.


como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares

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.

Estrutura

Ver artigo principal: Estrutura estelar

O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático

em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao


pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de



. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima

hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida

rgia suficiente para impedir o colapso da estrela.130 131

À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na

raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante,



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

se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho

e estrelas similares, bem como variáveis

vas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade

Este grupo inclui as

e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes


s. Um sistema binário de estrelas


A explosão é criada


Algumas novas são

apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.128


las rotativas que produzem manchas estelares

Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente

equilíbrio hidrostático: as forças

quase exatamente. Em direção ao


é estabelecido pelo gradiente de



. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima

e para que seja produzida

são fundidos no núcleo, eles emitem energia na

. Esses fótons interagem com o plasma circundante,

acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas

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

fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do

núcleo degenerado

Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço

de energia de equilíbrio térmico

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

A zona de radiação

é suficientemente eficiente para

é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o

plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma

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

envoltório externo.

A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência

principal depende da massa. Estrelas com várias vezes

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.

massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de

acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal



energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar


degenerado de hélio.132


equilíbrio térmico. Há um gradiente radial de temperatura em todo o



Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol. Imagem NASA

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


plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção


como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade, como no

envoltório externo.131


principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona



localizada nas camadas externas.133 Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4


na sequência principal



energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a



te radial de temperatura em todo o



Imagem NASA

é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação

manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não


zona de convecção. Isto


, como no


a massa do Sol têm uma zona



Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4


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

a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a

energia gerada no núcleo fica liv

fotosfera que aparecem as

a média.

Acima do nível da fotosfera está a

principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da

as espículasaparecem e as

região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de

apenas 100 km. Para além desta está a

que pode se estender por vários milhões de quilômetros.

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

A partir da coroa, um

estrela, propagando

do vento solar se estende por toda a região em forma de bolha chamada

[editar]Caminhos da reação de fusão nuclear

Ver artigos principais:

Visão geral da cadeia próton

Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o


uma estrela que é visível para um observador é chamada


energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço. É dentro da

fotosfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que

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

aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma


apenas 100 km. Para além desta está a coroa, um volume de plasma superaq

que pode se estender por vários milhões de quilômetros.134 A existência de uma coroa


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 até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência

se estende por toda a região em forma de bolha chamada

Caminhos da reação de fusão nuclear

Ver artigos principais: Nucleossíntese estelar e Tokamak

Visão geral da cadeia próton-próton

Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o


uma estrela que é visível para um observador é chamada fotosfera. Esta é


re para se propagar para o espaço. É dentro da

, regiões de temperatura menor do que

. Numa estrela da sequência

cromosfera, onde

começam. Ela é circundada por uma


, um volume de plasma superaquecido

A existência de uma coroa


Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da

de partículas de plasma se expande para fora da

. Para o Sol, a influência

se estende por toda a região em forma de bolha chamada heliosfera.135

O ciclo carbono

Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas,

dependendo da sua massa e

massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus

constituintes. Esta perda de mas

acordo com a relação de

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 resul

varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe

kelvin, para uma estrela de grande massa da classe

milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em

próton-próton:136

41H → 22H + 2e+ + 2νe

21H + 22H → 23He + 2γ

23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

Essas reações resultam na reação global:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2ν

O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio


dependendo da sua massa e composição, como parte da nucleossíntese estelar


constituintes. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de

acordo com a relação de equivalência massa-energia E = mc2.1



fusão. Como 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

e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

γ (5.5 MeV)

H (12.9 MeV)

Essas reações resultam na reação global:

+ 2γ + 2νe (26.7 MeV)

onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama,

H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivame

energia liberada por esta reação está em milhões de elétron

que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto,

números enormes dessas reações ocorrem constantemente,

produzindo toda a energia necessária para sustentar a emiss

radiação da estrela.

Massa estelar mínima requerida para fusão


nucleossíntese estelar. A


sa é liberada como energia eletromagnética, de



tado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal

, até 40 milhões de

No Sol, com um núcleo a 10

milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia

é um fóton de raio gama, νe é um neutrino e

H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A

energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts, 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 de

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

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 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 combustível

Temperatura (milhões de kelvins)

Densidade (kg/cm3)

Duração da queima (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

Referências

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2006-08-30.

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Technology. Página visitada em 2006-08-04.

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Series 76: 55–114. DOI:10.1086/191565.Bibcode: 1991ApJS...76...55I.

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