Wikipédia

Estrela

grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade e pela pressão de radiação
(Redirecionado de Estrelas)
 Nota: Para outros significados, veja Estrela (desambiguação).

Estrela (do latim "stella") é um astro (objeto astronômico) de plasma que possui luz própria,[1] esférico e grande, mantido íntegro pela gravidade e pressão de radiação, que ao fim de sua vida pode conter uma proporção de matéria degenerada. Sua formação foi possivelmente iniciada em torno de 180 milhões[2] a 250 milhões[3] de anos após o Big Bang. O Sol é a estrela mais próxima da Terra e sua maior fonte de energia. Outras são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz solar ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, com as mais brilhantes ganhando nomes próprios. Extensos catálogos estelares foram compostos pelos astrônomos, o que permite designações padronizadas.

Uma região de surgimento de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Imagem NASA/ESA
Fotografia em falsa cor do Sol, uma estrela anã amarela, sendo a mais próxima do planeta Terra.

Pelo menos durante parte de sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio em seu núcleo, liberando energia que atravessa seu interior e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos da natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova, quando explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. Sua massa total é o principal determinante de sua evolução e possível destino. Outras características são delimitadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. O Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus o tipo espectral ou classificação estelar e sua temperatura efetiva, permite determinar sua idade e seu estado evolucionário.

Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material, composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.[4] O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna 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 Sol[5] se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.[6]

Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas delas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.[7] As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

História da observação

editar
 
As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.[8] Esta representação de 1690 da constelação de Leão foi feita por Johannes Hevelius.[9]

Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo, como parte de práticas religiosas, auxílio da navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos antigos pensavam que elas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em constelações e as usaram para acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol.[8] O movimento solar em relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários que podiam ser usados para regular as práticas agrícolas.[10] O calendário gregoriano, atualmente usado em quase todo o mundo, é um calendário solar e baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a sua estrela, o Sol.[11]

As tentativas de explicar o que poderia ser uma estrela, datam de antes de Cristo, através dos filósofos antigos.[12] O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1 534 a.C..[13] Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos babilônicos da Mesopotâmia, no final do II milênio a.C., durante o período dos Cassitas (em torno de 1531 a 1 155 a.C.).[14]

O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristilo aproximadamente em 300 a.C., com o auxílio de Timocares.[15] O catálogo de Hiparco (século II a.C.) incluía 1 020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de Ptolomeu.[16] Hiparco é conhecido pela primeira descoberta registrada de uma nova.[17]

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas podiam aparecer.[18] Em 185, foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova, atualmente conhecida como SN 185.[19] 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.[20] A supernova SN 1054, que deu origem à nebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.[21][22][23]

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.[24] Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo astrônomo persa Abderramão Azofi, 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).[25] No século XI, o sábio persa Albiruni 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.[26]

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 (1106/7).[27]

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,[28] uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro[29] e por cosmólogos islâmicos[30] como Facradim Arrazi.[31] No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso entre os astrônomos. Para explicar por que elas não exerciam nenhum impacto gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.[32]

O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam 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.[31] 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.[33]

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.[34] Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900.[35]

A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio de 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 de Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários 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.[36]

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 fotômetro fotoelétrico 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.[37]

Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo astrofísico. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Seus espectros também foram explicados com sucesso por meio dos avanços da física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da atmosfera estelar.[38]

Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo Local de galáxias,[39] especialmente na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelos catálogos detalhados disponíveis para a nossa galáxia).[40] Entretanto, algumas estrelas foram observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem, a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra.[41] No Superaglomerado local é possível ver aglomerados e os atuais telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local - as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância[42] (ver Cefeidas). Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância - dez vezes mais que a distância do mais distante aglomerado anteriormente observado.[43]

Designações

editar
 Ver artigo principal: Designação estelar

Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico. Os antigos observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base da astrologia.[44]

Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus próprios mitos.[45] Para os gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidas como planetas (do grego πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir das quais os nomes dos planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno foram tirados.[45] Urano e Netuno eram também deuses gregos e romanos, mas nenhum dos dois planetas era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram atribuídos por astrônomos modernos.[45]

Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas de estrelas e aplicou letras gregas como designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo de estrelas de John Flamsteed em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed ou numeração Flamsteed.[46][47]

Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos celestes é a União Astronômica Internacional (UAI).[48] Algumas empresas privadas vendem nomes de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não reguladas.[49][50] Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são reconhecidos e nem usados por ela.[51]

Unidades de medida

editar

A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando-se a luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares, baseadas nas características do Sol:

massa solar:   kg[52]
luminosidade solar:   W[52]
raio solar:   m[53]

Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior de um sistema de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica (UA) - aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).[54]

Formação e evolução

editar
 
Evolução estelar de estrelas de baixa massa (ciclo esquerdo) e alta massa (ciclo direito), com exemplos em cursiva (texto em inglês)
 
Região de formação estelar em NGC 3324, onde grandes estrelas massivas fazem os gases ao seu redor brilhar.

As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.[55] À medida em que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.[56]

Formação da protoestrela

editar
 
Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem molecular. Imagem NASA
 Ver artigo principal: Formação estelar

A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.[57]

Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia potencial gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo.[58] Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu a sequência principal) são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário. A protoestrela continua a se contrair e sua temperatura interna aumentar, até que os gases em seu interior se tornam ionizados, uma mistura de núcleos atômicos positivos e elétrons. Quando a temperatura aumenta o suficiente em seu centro, inicia-se a fusão nuclear, que gera energia, contrapondo-se à contração gravitacional, tornando-se uma estrela da sequência principal. O tempo necessário desde o início do colapso da nuvem gravitacional até a entrada na sequência principal depende da massa da estrela. Estima-se que o Sol levou trinta milhões de anos, enquanto estrelas com quinze massas solares levam somente 160 000 anos, mais rápida devido a sua maior força gravitacional.[59]

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro.[60][61] Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.[62]

Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem molecular pode dar origem de dezenas a milhares de estrelas massivas, dependendo de seu tamanho. Entretanto, a radiação emitida pelas estrelas recém-formadas acaba por expulsar os gases remanescentes ao seu redor, limpando suas redondezas. Remanescentes de nuvens densas, entretanto, são capazes de resistir por mais tempo, conforme observado nos "Pilares da Criação" na Nebulosa da Águia.[63] Um estudo sugere que algo inexplicável acontece com estrelas massivas, e elas estão se formando de uma maneira que é muito diferente de como se esperava.[64]

Sequência principal

editar
 Ver artigo principal: Sequência principal
 
Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)

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 estão na sequência principal e elas são chamadas de anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, ela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade.[65] Estima-se que a luminosidade do Sol, por exemplo, tenha aumentado em 30% e sua temperatura superficial em 300 K desde que entrou na sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.[66]

Toda estrela gera um vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria delas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10−14 massas solares a cada ano,[67] 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 10−5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução.[68] Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal.[69]

O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. As grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta, enquanto as pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas.[5] 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.[70]

Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos[71] e modificar a força do vento estelar.[72] As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).[73]

Pós-sequência principal

editar
 Ver artigo principal: Gigante vermelha

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar[5] exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.[74][75] Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.[76] Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio.[7] Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.[77]

Estrelas grandes

editar

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.[77] 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) e silício (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.[78]

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.[76]

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.[79]

Colapso

editar

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 como anã branca.[80] 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.[81][82]

 
A nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de 1050

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.[83]

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo[83]) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um buraco negro.[84] Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido como matéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, a matéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.[83]

As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.[83]

Distribuição

editar
 
Uma estrela anã branca em órbita de Sirius (visão artística). Imagem NASA

Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Esses sistemas multiestelares são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam.[85] 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.[86][87][88]

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.[89]

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.[90] Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas.[91] Em 2010, os astrônomos estimaram que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 1023) de estrelas no universo observável.[92] 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.[93] Distâncias como esta são típicas dentro dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar.[94]

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.[95] 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.[96]

Características

editar
 
A constelação de Órion possui muitas estrelas brilhantes, como a gigante vermelha Betelgeuse e a supergigante azul Rígel.

A dinâmica evolutiva de uma estrela é determinada principalmente pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.[97]

Idade

editar
 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 – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já observada (em 2007), HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos;[98][99] contudo, em 2018, uma antena de rádio apanhou a assinatura resultante do gás hidrogênio[100] que cercou as estrelas, cerca de 180 milhões de anos depois do nascimento do universo.[101] Observações da polarização da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, em 2015, revelam que a "Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente.[102] Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.[103][104]

Composição química

editar
 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,[105] em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são 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.[106] A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.[107]

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200 000 do teor de ferro do Sol.[108] 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 de ferro.[109] Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras.[110]

 
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

Diâmetro

editar

Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco.[111] Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios por interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação. Pela medição precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.[112] As estrelas variam em tamanho, sendo no mínimo 70 vezes a massa de Júpiter[113] até supergigantes como 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.[114] Quando terminam seu estágio na sequência principal, podem se transformar em anãs brancas, mas de tamanho apenas ligeiramente maior do que o da Terra,[115] estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro, ou buracos negros, o mais leve dos quais com 5 massas solares.[116]

Cinemática

editar
 
As Plêiades, aglomerado estelar aberto na constelação de Touro. Essas estrelas executam o mesmo movimento pelo espaço.[117] Foto NASA

O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela são a velocidade radial, aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu movimento próprio.[118]

A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o 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.[119]

Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se que estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.[120] A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.[121]

Campo magnético

editar
 Ver artigo principal: Campo magnético estelar
 
Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do tipo T Tauri), reconstruído por meio de imagem Zeeman-Doppler.

O campo magnético de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais. Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas. Erupções estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.[122]

Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial, devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por períodos.[123] Durante o mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.[124]

Massa

editar

Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae,[125] com 100-150 vezes a massa do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual estágio do universo.[126] A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve parcialmente ao 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. Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a, foi medida em 265 massas solares, colocando este limite em questão.[127]

 
A nebulosa de reflexão NGC 1999 é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região de espaço vazio e não uma nebulosa escura, como se pensou inicialmente. Imagem NASA

As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas solares ou mais, devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.[128]

Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Júpiter, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu núcleo.[129] Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de Júpiter.[130][131] 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.[131][132]

A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. As gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as da sequência principal, enquanto o oposto vale para as degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das raias espectrais.[38]

Elas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito pequena (abaixo de 0,5 massa solar) não entram no ramo assintótico das gigantes (AGB), mas evoluem diretamente para anãs brancas. As de massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado. As de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio. As de grande massa (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusão do carbono, com suas vidas terminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.[133]

Rotação

editar
 Ver artigo principal: Rotação estelar

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de medição espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação de manchas estelares. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que 100 km/s no equador. A estrela classe B Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a velocidade crítica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria.[134] Em comparação, o Sol gira uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela da sequência principal, à medida que ela evolui na sequência principal.[135]

Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas com as que seriam esperadas pela conservação do momento angular - a tendência de um corpo em rotação de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar.[136] 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 segundo.[137] A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de radiação.[138]

Temperatura

editar

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.[139] Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva, que é a temperatura de um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é 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.[140] A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin.[141]

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).[38]

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.[142]

Radiação

editar

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 se manifesta como o vento estelar[143] e a radiação eletromagnética ocorre em vários comprimentos de onda: rádio, micro-ondas, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gama.[12] A cor de uma estrela, determinada pela frequência de pico da luz visível, depende da temperatura de suas camadas exteriores, inclusive sua fotosfera.[144]

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 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 do astro[145]). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da estrela.[146]

Luminosidade

editar

Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante que a estrela irradia por unidade de tempo. A luminosidade é determinada pelo raio e a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um fluxo uniforme por toda a sua superfície. Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior nos seus polos do que ao longo do seu equador.[147]

Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são conhecidas como manchas estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares. As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias[148] e também exibem forte escurecimento de bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco estelar.[149] Anãs vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas estelares importantes.[150]

Magnitude

editar
 Ver artigos principais: Magnitude aparente e Magnitude absoluta

O brilho aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente, considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração de sua luz quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada à sua luminosidade e corresponde à magnitude aparente que ela teria se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).[151]

Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude
Magnitude
aparente 		Número
de estrelas[152]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

As magnitudes aparente e absoluta são grandezas logarítmicas: uma diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes[151] (a raiz quinta de 100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). Já as mais fracas visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.[151]

Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante é a estrela. As de brilho mais intenso, em ambas as escalas, têm números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (ΔL) é calculada pela subtração entre o número de magnitude da mais brilhante (mb) e a da 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) não são equivalentes para uma estrela individual; por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude absoluta de +1,41.[151]

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas +4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto Canopus, a segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é aproximadamente 14 000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.[151]

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20, com magnitude de -14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais luminosa do que o Sol.[153] As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta. Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua, quando vista da Terra.[154]

Arco de explosão solar

editar

O arco de explosão solar (Sunburst arc)[155] acontece quando a luz de uma estrela é filtrada em várias imagens por lentes gravitacionais. O Telescópio Espacial Hubble observou uma galáxia de arco de explosão solar a quase 11 bilhões de anos-luz de distância em 2019. O arco está entre as galáxias com lentes mais brilhantes conhecidas e sua imagem é visível pelo menos 12 vezes nos quatro arcos.[156] O arco criado por lentes gravitacionais fortes ajuda os astrônomos a entender melhor a era cósmica conhecida como época da reionização.[157]

Classificação

editar
 Ver artigo principal: Classificação estelar
Faixas de Temperatura Superficial
para Diferentes Classes Estelares[158]
Classe Temperatura Estrela tipo
O 33 000 K ou mais Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rígel
A 7 500–10 000 K Altair
F 6 000–7 200 K Prócion
G 5 500–6 000 K Sol
K 4 000–5 250 K Epsilon Indi
M 2 600–3 850 K Proxima Centauri

A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando foram nomeadas de A a Q, com base na força da linha de hidrogênio.[159] Não se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9 000 K e é mais fraca a temperaturas menores e maiores. Quando houve a reclassificação pela temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.[160]

Há classificações diferentes de uma só letra, de acordo com os seus espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M, tão frias que podem se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura superficial são: O, B, A, F, G, K e M. Alguns tipos espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são L e T, que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não existir estrelas classes O0 e O1.[161]

Podem ainda ser classificadas pelos efeitos da luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes) a V (anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes). Alguns autores acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte pertence à sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando sua magnitude absoluta e o tipo espectral.[161]

Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um "e" pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.[161]

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ e DQ, dependendo dos tipos de linhas predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor numérico que indica o índice de temperatura.[162]

Estrelas variáveis

editar
 Ver artigo principal: Estrela variável
 
A aparência assimétrica de Mira, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do telescópio espacial Hubble’’

Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das intrinsecamente variáveis, os tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.[163]

Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho. Esta categoria inclui as Cefeidas e similares, bem como variáveis de longo ciclo, como Mira.[163]

Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.[163] Este grupo inclui as protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e eruptivas, bem como as gigantes e supergigantes.[163]

As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas propriedades. Este grupo inclui as novas e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.[7] A explosão é criada quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente de sua companheira, acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.[164] Algumas novas são recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.[163]

As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos, como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares extremas.[163] 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.[163]

Estrutura

editar
 Ver artigo principal: Estrutura estelar

O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de pressão dentro dela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma pois sua parte externa é mais fria do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da ordem de 107 K. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida energia suficiente para impedir seu colapso.[165][166]

À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante, acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do núcleo degenerado de hélio.[167]

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

A zona de radiação é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade, como no envoltório externo.[166]

A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas. As menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas externas.[168] Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio.[5] Para a maioria delas, as zonas de convecção também variam com o tempo, à medida que o astro envelhece e a constituição do seu interior se modifica.[166]

A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada fotosfera. Esta é a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço.[169] É dentro da fotosfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que a média.[170]

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, onde as espículas aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de apenas 100 km. Para além desta está a coroa, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros.[171] A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção em suas camadas externas.[168] 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.[172][173]

A partir da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora, propagando-se até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência do vento solar se estende por toda a região em forma de bolha chamada heliosfera.[174]

Caminhos da reação de fusão nuclear

editar
 Ver artigos principais: Nucleossíntese estelar e Tokamak
 
Visão geral da cadeia próton-próton
 
O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio

Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas, dependendo da sua massa e composição, como parte da nucleossíntese estelar. A massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus constituintes. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de acordo com a relação de equivalência massa-energia E = mc2.[4]

O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo estelar da sequência principal varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, até 40 milhões de kelvin, para uma de grande massa, da classe O.[141] No Sol, com um núcleo a 10 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia próton-próton:[175]

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Essas reações resultam na reação global:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, νe é um neutrino e H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. 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 radiação da estrela.[175]

Massa estelar mínima
requerida para fusão
Elemento Massas
solares
Hidrogênio 0,01
Hélio 0,4
Carbono 5[176]
Neônio 8

Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono - o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.[175]

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:[175]

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.[175]

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 classe O, ela teria 8 vezes o raio solar e 62 000 vezes a luminosidade do Sol.[177]

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 0,0315[178]

Ver também

editar

Notas

editar
  • Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em inglês cujo título é «Star».

Referências

  1. ↑ Estrêla 11ª ed. ed. [S.l.]: Dicionário Enciclopédico Ilustrado Formar. p. 1466. OCLC 25130051 
  2. ↑ Here’s when the universe’s first stars may have been born Radio observations put the ‘cosmic dawn’ 180 million years after the Big Bang por Emily Conover (2018)
  3. ↑ These stars may have been born only 250 million years after the Big Bang Observations of light from a far galaxy further indicate that stellar formation began early por Laurel Hamers (2018)
  4. ↑ a b Bahcall, John N. (29 de junho de 2000). «How the Sun Shines». Nobel Foundation. Consultado em 30 de agosto de 2006 
  5. ↑ a b c d Richmond, Michael. «Late stages of evolution for low-mass stars». Rochester Institute of Technology. Consultado em 4 de agosto de 2006 
  6. ↑ «Stellar Evolution & Death». NASA Observatorium. Consultado em 8 de junho de 2006. Arquivado do original em 10 de fevereiro de 2008 
  7. ↑ a b c Iben, Icko, Jr. (1991). «Single and binary star evolution». Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/191565 
  8. ↑ a b Forbes, George (1909). History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg). London: Watts & Co. ISBN 1153627744 
  9. ↑ Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk: [s.n.] 
  10. ↑ Tøndering, Claus. «Other ancient calendars». WebExhibits. Consultado em 10 de dezembro de 2006 
  11. ↑ Manuel Nunes Marque. «Calendário Gregoriano» (PDF). Museu de Topografia Prof. laureani Ibrahim Chaffe, Departamento de Geodésia – UFRGS. Consultado em 10 de fevereiro de 2012 
  12. ↑ a b «Introdução à astronomia e astrofísica» (PDF). São José dos Campos: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais. Divisão de Astrofísica. INPE-7177-PUD/38. 2018 
  13. ↑ von Spaeth, Ove (2000). «Dating the Oldest Egyptian Star Map». Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. Consultado em 21 de outubro de 2007 
  14. ↑ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. pp. 30–31. ISBN 0393036561 
  15. ↑ Murdin, P. (2000). «Aristillus (c. 200 BC)». Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. [S.l.: s.n.] ISBN 0333750888. doi:10.1888/0333750888/3440. Consultado em 2 de junho de 2009 
  16. ↑ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. [S.l.]: Springer. pp. 1–5. ISBN 0387971815 
  17. ↑ Pinotsis, Antonios D. «Astronomy in Ancient Rhodes». Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Consultado em 2 de junho de 2009 
  18. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (29 de junho de 1981). «The Historical Supernovae». Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. Bibcode:1982sscr.conf..355C 
  19. ↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). «The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova». Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17 
  20. ↑ «Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star». NAOA News. 5 de março de 2003. Consultado em 8 de junho de 2006 
  21. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (30 de agosto de 2006). «Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula». SEDS. University of Arizona 
  22. ↑ Duyvendak, J. J. L. (1942). «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409 
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (1942). «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410 
  23. ↑ Brecher, K.; et al. (1983). «Ancient records and the Crab Nebula supernova». The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B 
  24. ↑ Kennedy, Edward S. (1962). «Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili». Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558 
  25. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0521370795 
  26. ↑ Zahoor, A. (1997). «Al-Biruni». Hasanuddin University. Consultado em 21 de outubro de 2007. Arquivado do original em 26 de junho de 2008 
  27. ↑ Montada, Josep Puig (28 de setembro de 2007). «Ibn Bajja». Stanford Encyclopedia of Philosophy. Consultado em 11 de julho de 2008 
  28. ↑ Drake, Stephen A. (17 de agosto de 2006). «A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy». NASA HEASARC. Consultado em 24 de agosto de 2006 
  29. ↑ «Exoplanets». ESO. 24 de julho de 2006. Consultado em 11 de outubro de 2006 [ligação inativa]
  30. ↑ Ahmad, I. A. (1995). «The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization». ScienceDirect. Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X 
  31. ↑ a b Setia, Adi (2004). «Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey». Islam & Science. 2. Consultado em 2 de março de 2010 
  32. ↑ Hoskin, Michael (1998). «The Value of Archives in Writing the History of Astronomy». Library and Information Services in Astronomy III. 153. 207 páginas. Bibcode:1998ASPC..153..207H. Consultado em 24 de agosto de 2006 
  33. ↑ Proctor, Richard A. (1870). «Are any of the nebulæ star-systems?». Nature. 1 (13): 331–333. doi:10.1038/001331a0 
  34. ↑ MacDonnell, Joseph. «Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics». Fairfield University. Consultado em 2 de outubro de 2006 
  35. ↑ «Annie Jump Cannon | American astronomer». Encyclopædia Britannica. Consultado em 10 de setembro de 2016 
  36. ↑ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 0486611027 
  37. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). «Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer». Astrophysical Journal. 53: 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603 
  38. ↑ a b c Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos 5th ed. New York: Springer. pp. 180–185, 215–216. ISBN 3540678778 
  39. ↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). «Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31». The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. Bibcode:2003AJ....125.1298B. doi:10.1086/346274 
  40. ↑ «Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission». ESA. 8 de dezembro de 1997. Consultado em 5 de agosto de 2007 
  41. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (26 de outubro de 1994). «Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet». Hubble Site. Consultado em 5 de agosto de 2007 
  42. ↑ «Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe». Hubble Site. 25 de maio de 1999. Consultado em 2 de agosto de 2007 
  43. ↑ «UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.». UBC Public Affairs. 8 de janeiro de 2007. Consultado em 2 de agosto de 2007 
  44. ↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Col: Carsten Niebuhr Institute Publications. 19. [S.l.]: Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 8772892870 
  45. ↑ a b c Coleman, Leslie S. «Myths, Legends and Lore». Frosty Drew Observatory. Consultado em 13 de agosto de 2006 
  46. ↑ «Naming Astronomical Objects». International Astronomical Union (IAU). Consultado em 30 de janeiro de 2009 
  47. ↑ «Naming Stars». Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Consultado em 30 de janeiro de 2009. Arquivado do original em 14 de outubro de 2002 
  48. ↑ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009). «Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies». Space Law: A Treatise. [S.l.]: Ashgate Publishing, Ltd. p. 176. ISBN 0754643905 
  49. ↑ «Star naming». Scientia Astrophysical Organization. 2005. Consultado em 29 de junho de 2010. Arquivado do original em 17 de junho de 2010 
  50. ↑ «Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises». British Library. The British Library Board. Consultado em 29 de junho de 2010. Arquivado do original em 19 de janeiro de 2010 
  51. ↑ Andersen, Johannes. «Buying Stars and Star Names». International Astronomical Union. Consultado em 24 de junho de 2010 
  52. ↑ a b Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars». The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. Bibcode:2003ApJ...583.1024S. doi:10.1086/345408 
  53. ↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). «Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius». Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. Bibcode:1999SoPh..186....1T. doi:10.1023/A:1005116830445 
  54. ↑ Prsa, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; et al. (2016). «Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3». Astronomical Journal. 152 (2). 41 páginas. Bibcode:2016AJ....152...41P. arXiv:1605.09788 . doi:10.3847/0004-6256/152/2/41 
  55. ↑ Woodward, P. R. (1978). «Theoretical models of star formation». Annual review of astronomy and astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011 
  56. ↑ Thompson, Derek Ward; Anthony P. Whitworth (2011). An introduction to star formation (em inglês). [S.l.]: Cambridge University Press. p. 146,147. ISBN 978-0-521-63030-6 
  57. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. [S.l.]: Imperial College Press. pp. 57–68. ISBN 1860945015 
  58. ↑ Seligman, Courtney. «Slow Contraction of Protostellar Cloud». Self-published. Consultado em 5 de setembro de 2006. Arquivado do original em 23 de junho de 2008 
  59. ↑ Seeds, Michael; Dana Backman (2010). Horizons. Exploring the Universe (em inglês) 11 ed. [S.l.]: Cengage Learning. ISBN 978-0-495-55973-3 
  60. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). «The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks». In: Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier. Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. Bibcode:1996swhs.conf..491B 
  61. ↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. [S.l.]: Imperial College Press. p. 176. ISBN 1860945015 
  62. ↑ Megeath, Tom (11 de maio de 2010). «Herschel finds a hole in space». ESA. Consultado em 17 de maio de 2010 
  63. ↑ Seeds 2010, pp. 165-170
  64. ↑ Stars aren’t formed in the way we thought, scientists reveal Our assumptions about the laws of star formation don't seem to hold throughout the universe por Andrew Griffin (2018)
  65. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). «Stellar evolution from the zero-age main sequence». Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603 
  66. ↑ Lang, Kennet R. (2013). The life and death of stars (em inglês). [S.l.]: Cambridge University Press. p. 99. ISBN 978-1-107-01638-5 
  67. ↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). «Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity». The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797 
  68. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). «Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind». Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D 
  69. ↑ «The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun». Royal Greenwich Observatory. Consultado em 7 de setembro de 2006. Arquivado do original em 30 de setembro de 2007 
  70. ↑ Pickover, Clifford A. (2001). The stars in heaven (em inglês). [S.l.]: Oxford University Press. p. 172. ISBN 978-0-195-34680-0 
  71. ↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). «Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests». Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626 
  72. ↑ «Mass loss and Evolution». UCL Astrophysics Group. 18 de junho de 2004. Consultado em 26 de agosto de 2006. Arquivado do original em 22 de novembro de 2004 
  73. ↑ Green, Simon F.; Mark H. Jones,S. Jocelyn Burnell (2003). An Introduction to the Sun and Stars (em inglês). [S.l.]: Cambridge University Press. p. 240. ISBN 0-521-83737-5 
  74. ↑ Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407 
  75. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x  See also Palmer, Jason (22 de fevereiro de 2008). «Hope dims that Earth will survive Sun's death». NewScientist.com news service. Consultado em 24 de março de 2008 
  76. ↑ a b Hinshaw, Gary (23 de agosto de 2006). «The Life and Death of Stars». NASA WMAP Mission. Consultado em 1 de setembro de 2006 
  77. ↑ a b Inglis, Michael (2007). Astrophysics is easy. An introduction for the amateur astronomer. [S.l.]: Springer. p. 230. ISBN 978-3-319-11643-3. ISSN 1431-9756 
  78. ↑ «What is a star?». Royal Greenwich Observatory. Consultado em 7 de setembro de 2006. Arquivado do original em 30 de setembro de 2007 
  79. ↑ Murdin, P. (2001). «Wolf, Charles J E (1827-1918)». The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. [S.l.: s.n.] 4101 páginas. Bibcode:2000eaa..bookE4101.. ISBN 978-0333750889 
  80. ↑ Liebert, J. (1980). «White dwarf stars». Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051 
  81. ↑ Johnson, Jennifer. «Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars» (PDF). Ohio State University. Consultado em 3 de maio de 2007 
  82. ↑ Richmond, Michael. «Late stages of evolution for low-mass stars». Rochester Institute of Technology. Consultado em 4 de agosto de 2006 
  83. ↑ a b c d «Introduction to Supernova Remnants». Goddard Space Flight Center. 6 de abril de 2006. Consultado em 16 de julho de 2006 
  84. ↑ Fryer, C. L. (2003). «Black-hole formation from stellar collapse». Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309 
  85. ↑ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. [S.l.]: Springer. ISBN 9027720460 
  86. ↑ «Hubble Finds Intergalactic Stars». Hubble News Desk. 14 de janeiro de 1997. Consultado em 6 de novembro de 2006 
  87. ↑ Puchwein, Ewald; Springel, Volker; Sijacki, Debora; Dolag, Klaus (1 de agosto de 2010). «Intracluster stars in simulations with active galactic nucleus feedback». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 406 (2): 936–951. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x 
  88. ↑ Lin, Yen‐Ting; Mohr, Joseph J. (20 de dezembro de 2004). «K‐band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light». The Astrophysical Journal. 617 (2): 879–895. Bibcode:2004ApJ...617..879L. arXiv:astro-ph/0408557 . doi:10.1086/425412 
  89. ↑ «Most Milky Way Stars Are Single» (Nota de imprensa). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 30 de janeiro de 2006. Consultado em 16 de julho de 2006 
  90. ↑ «What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?». Royal Greenwich Observatory. Consultado em 18 de julho de 2006. Arquivado do original em 10 de outubro de 2007 
  91. ↑ «Hubble Finds Intergalactic Stars». Hubble News Desk. 14 de janeiro de 1997. Consultado em 6 de novembro de 2006 
  92. ↑ «Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple». NPR. Associated Press. 1 de dezembro de 2010. Consultado em 7 de dezembro de 2010 
  93. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  94. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). «The local density of matter mapped by Hipparcos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x 
  95. ↑ «Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic». CNN News. 2 de junho de 2000. Consultado em 21 de julho de 2006 
  96. ↑ Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). «Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers». The Astrophysical Journal. 568 (2): 939–953. Bibcode:2002ApJ...568..939L. doi:10.1086/339060 
  97. ↑ OLIVEIRA FILHO, K.S.; SARAIVA, M.F.O (2000). Astronomia e Astrofísica. Porto Alegre: Editora da UFRGS. p. 203-232. ISBN 85-7025-539-X 
  98. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (11 de maio de 2007). «Nearby Star Is A Galactic Fossil». Science Daily. Consultado em 10 de maio de 2007 
  99. ↑ Frebel, Anna; et al. (maio de 2007). «Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium». Astrophysical Journal Letters. 660 (2): L117–L120. Bibcode:2007ApJ...660L.117F. doi:10.1086/518122 
  100. ↑ Cosmic Dawn Pinning down the origin and nature of the first stars por Ron Cowen (2002)
  101. ↑ An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum por Judd D. Bowman Nature volume555, pages67–70 (2018) doi:10.1038/nature25792
  102. ↑ European Space Agency (5 de fevereiro de 2015). «Cosmology: First stars were born much later than thought». ScienceDaily. Consultado em 7 de fevereiro de 2015 
  103. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (13 de julho de 2006). «How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?». Scientific American. Consultado em 11 de maio de 2007 
  104. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125 
  105. ↑ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. [S.l.]: John Wiley and Sons. p. 78. ISBN 0470013060 
  106. ↑ «A "Genetic Study" of the Galaxy». ESO. 12 de setembro de 2006. Consultado em 10 de outubro de 2006 
  107. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). «The Planet-Metallicity Correlation». The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383 
  108. ↑ «Signatures Of The First Stars». ScienceDaily. 17 de abril de 2005. Consultado em 10 de outubro de 2006 
  109. ↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). «The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates». Astronomy & Astrophysics. 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477 
  110. ↑ Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 413–414. ISBN 0521408687 
  111. ↑ «The Biggest Star in the Sky». ESO. 11 de março de 1997. Consultado em 10 de julho de 2006 
  112. ↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). «Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared». Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R 
  113. ↑ «if.ufrgs.br». www.if.ufrgs.br. Consultado em 18 de julho de 2020 
  114. ↑ Davis, Kate (1 de dezembro de 2000). «Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis». AAVSO. Consultado em 13 de agosto de 2006. Cópia arquivada em 12 de julho de 2006 
  115. ↑ «if.ufrgs.br». www.if.ufrgs.br. Consultado em 18 de julho de 2020 
  116. ↑ Mota, Renato (23 de junho de 2020). «Pesquisa detecta menor buraco negro (ou maior estrela de nêutrons)». Olhar Digital - O futuro passa primeiro aqui. Consultado em 18 de julho de 2020 
  117. ↑ Loktin, A. V. (2006). «Kinematics of stars in the Pleiades open cluster». Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058 
  118. ↑ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). In Quest of the Universe. [S.l.]: Jones & Bartlett Publishers. p. 369. ISBN 978-0-7637-4387-1 
  119. ↑ «Hipparcos: High Proper Motion Stars». ESA. 10 de setembro de 1999. Consultado em 10 de outubro de 2006 
  120. ↑ Johnson, Hugh M. (1957). «The Kinematics and Evolution of Population I Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012 
  121. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). «The Formation of Star Clusters». American Scientist. 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. Consultado em 23 de agosto de 2006. Cópia arquivada em 23 de março de 2005 
  122. ↑ Brainerd, Jerome James (6 de julho de 2005). «X-rays from Stellar Coronas». The Astrophysics Spectator. Consultado em 21 de junho de 2007 
  123. ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). «Starspots: A Key to the Stellar Dynamo». Living Reviews. Consultado em 21 de junho de 2007 
  124. ↑ Eddy, J.A., "The Maunder Minimum", Science 18 June 1976: Vol. 192. no. 4245, pp. 1189 - 1202, PDF Copy Arquivado em 16 de fevereiro de 2010, no Wayback Machine.
  125. ↑ Smith, Nathan (1998). «The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender». Astronomical Society of the Pacific. Mercury Magazine. 27: 20. Consultado em 13 de agosto de 2006 
  126. ↑ «NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy». NASA News. 3 de março de 2005. Consultado em 4 de agosto de 2006 
  127. ↑ «Stars Just Got Bigger». European Southern Observatory. 21 de julho de 2010. Consultado em 24 de julho de 2010 
  128. ↑ «Ferreting Out The First Stars». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 de setembro de 2005. Consultado em 5 de setembro de 2006 
  129. ↑ «Weighing the Smallest Stars». ESO. 1 de janeiro de 2005. Consultado em 13 de agosto de 2006 
  130. ↑ Boss, Alan (3 de abril de 2001). «Are They Planets or What?». Carnegie Institution of Washington. Consultado em 8 de junho de 2006. Arquivado do original em 28 de setembro de 2006 
  131. ↑ a b Shiga, David (17 de agosto de 2006). «Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed». New Scientist. Consultado em 23 de agosto de 2006. Cópia arquivada em 14 de novembro de 2006 
  132. ↑ «Hubble glimpses faintest stars». BBC. 18 de agosto de 2006. Consultado em 22 de agosto de 2006 
  133. ↑ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Col: Cambridge astrophysics series. 33. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 103–104. ISBN 0-521-62313-8 
  134. ↑ «Flattest Star Ever Seen». ESO. 11 de junho de 2003. Consultado em 3 de outubro de 2006 
  135. ↑ Fitzpatrick, Richard (13 de fevereiro de 2006). «Introduction to Plasma Physics: A graduate course». The University of Texas at Austin. Consultado em 4 de outubro de 2006. Arquivado do original em 4 de janeiro de 2010 
  136. ↑ Villata, Massimo (1992). «Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454. Bibcode:1992MNRAS.257..450V 
  137. ↑ «A History of the Crab Nebula». ESO. 30 de maio de 1996. Consultado em 3 de outubro de 2006 
  138. ↑ «Properties of Pulsars». Frontiers of Modern Astronomy. Jodrell Bank Observatory, University of Manchester. Consultado em 17 de agosto de 2018 
  139. ↑ Strobel, Nick (20 de agosto de 2007). «Properties of Stars: Color and Temperature». Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Consultado em 9 de outubro de 2007. Cópia arquivada em 26 de junho de 2007 
  140. ↑ Seligman, Courtney. «Review of Heat Flow Inside Stars». Self-published. Consultado em 5 de julho de 2007 
  141. ↑ a b «Main Sequence Stars». The Astrophysics Spectator. 16 de fevereiro de 2005. Consultado em 10 de outubro de 2006 
  142. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics 4th ed. [S.l.]: Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0030062284 
  143. ↑ Roach, John (27 de agosto de 2003). «Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind». National Geographic News. Consultado em 13 de junho de 2006 
  144. ↑ «The Colour of Stars». Australian Telescope Outreach and Education. Consultado em 13 de agosto de 2006 
  145. ↑ «Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun». Hubble News Desk. 15 de julho de 2004. Consultado em 24 de maio de 2006 
  146. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). «Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation». The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. doi:10.1086/308617 
  147. ↑ Staff (10 de janeiro de 2006). «Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator». National Optical Astronomy Observatory. Consultado em 18 de novembro de 2007 
  148. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). «Starspots: A Key to the Stellar Dynamo». Max Planck Society. Living Reviews in Solar Physics 
  149. ↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). «Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres». Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813. Bibcode:1977A&A....61..809M 
  150. ↑ Chugainov, P. F. (1971). «On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars». Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3. Bibcode:1977A&A....61..809M 
  151. ↑ a b c d e «Luminosity of Stars». Australian Telescope Outreach and Education. Consultado em 13 de agosto de 2006 
  152. ↑ «Magnitude». National Solar Observatory—Sacramento Peak. Consultado em 23 de agosto de 2006. Arquivado do original em 6 de fevereiro de 2008 
  153. ↑ Hoover, Aaron (5 de janeiro de 2004). «Star may be biggest, brightest yet observed». HubbleSite. Consultado em 8 de junho de 2006. Arquivado do original em 7 de agosto de 2007 
  154. ↑ «Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397». HubbleSite. 17 de agosto de 2006. Consultado em 8 de junho de 2006 
  155. ↑ «The Sunburst Arc». www.spacetelescope.org. Consultado em 8 de novembro de 2019 
  156. ↑ «ESA Science & Technology - The Sunburst Arc». sci.esa.int. Consultado em 8 de novembro de 2019 
  157. ↑ «NASA's Hubble Captures a Dozen Sunburst Arc Doppelgangers». Tech Explorist (em inglês). 8 de novembro de 2019. Consultado em 8 de novembro de 2019 
  158. ↑ Smith, Gene (16 de abril de 1999). «Stellar Spectra». University of California, San Diego. Consultado em 12 de outubro de 2006 
  159. ↑ Fowler, A. (1891–1892). «The Draper Catalogue of Stellar Spectra». Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science. 45: 427–8 
  160. ↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 31–48. ISBN 0521389968 
  161. ↑ a b c MacRobert, Alan M. «The Spectral Types of Stars». Sky and Telescope. Consultado em 19 de julho de 2006 
  162. ↑ «White Dwarf (wd) Stars». White Dwarf Research Corporation. Consultado em 19 de julho de 2006. Arquivado do original em 31 de julho de 2008 
  163. ↑ a b c d e f g «Types of Variable». AAVSO. 11 de maio de 2010. Consultado em 20 de agosto de 2010 
  164. ↑ «Cataclysmic Variables». NASA Goddard Space Flight Center. 1 de novembro de 2004. Consultado em 8 de junho de 2006 
  165. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. [S.l.]: Springer. pp. 32–33. ISBN 0387200894 
  166. ↑ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. [S.l.]: Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5 
  167. ↑ «Formation of the High Mass Elements». Smoot Group. Consultado em 11 de julho de 2006 
  168. ↑ a b «What is a Star?». NASA. 1 de setembro de 2006. Consultado em 11 de julho de 2006 
  169. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1996). Modern Astrophysics. [S.l.]: Addison-Wesley 
  170. ↑ «Sunspots». NOAA. Consultado em 22 de fevereiro de 2013 
  171. ↑ «The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT» (Nota de imprensa). ESO. 1 de agosto de 2001. Consultado em 10 de julho de 2006 
  172. ↑ Koukkos, Christina (14 de maio de 2009). «Eclipse Chasing, in Pursuit of Total Awe». The New York Times. Consultado em 15 de janeiro de 2012 
  173. ↑ Pasachoff, Jay M. (10 de julho de 2010). «Why I Never Miss a Solar Eclipse». The New York Times. Consultado em 15 de janeiro de 2012 
  174. ↑ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005). «Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields». Science. 309 (5743): 2027–2029. PMID 16179471. doi:10.1126/science.1117542 
  175. ↑ a b c d e Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). «Synthesis of the elements in stars: forty years of progress» (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Consultado em 4 de agosto de 2006. Arquivado do original (PDF) em 28 de setembro de 2006 
  176. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03». Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. doi:10.1051/aas:2000126 
  177. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). «The evolution and explosion of massive stars». Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015 
  178. ↑ 11,5 dias é 0,0315 anos.

Leitura adicional

editar

Ligações externas

editar
Outros projetos Wikimedia também contêm material sobre estrela:
  Citações no Wikiquote
  Categoria no Commons

Obtida de "https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrela&oldid=68941385"