Estrela

Imagem do Sol, uma estrela de sequência principal tipo G, a mais próxima da Terra

Uma região formadora de estrelas na Grande Nuvem Magalhães

Uma estrela é um objeto astronômico que compreende um esferóide luminoso de plasma mantido unido pela autogravidade. A estrela mais próxima da Terra é o Sol. Muitas outras estrelas são visíveis a olho nu à noite; suas imensas distâncias da Terra fazem com que pareçam pontos fixos de luz. As estrelas mais proeminentes foram categorizadas em constelações e asterismos, e muitas das estrelas mais brilhantes têm nomes próprios. Os astrônomos montaram catálogos de estrelas que identificam as estrelas conhecidas e fornecem designações estelares padronizadas. O universo observável contém uma estimativa de 10²² a 10²⁴ estrelas. Apenas cerca de 4.000 destas estrelas são visíveis a olho nu – todas dentro da Via Láctea.

A vida de uma estrela começa com o colapso gravitacional de uma nebulosa gasosa de material composto em grande parte por hidrogénio, hélio e vestígios de elementos mais pesados. A sua massa total determina principalmente a sua evolução e eventual destino. Uma estrela brilha durante a maior parte de sua vida ativa devido à fusão termonuclear de hidrogênio em hélio em seu núcleo. Este processo libera energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. No final da vida de uma estrela, o seu núcleo torna-se um remanescente estelar: uma anã branca, uma estrela de neutrões ou - se for suficientemente massiva - um buraco negro.

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

As estrelas podem formar sistemas orbitais com outros objetos astronômicos, como em sistemas planetários e sistemas estelares com duas ou mais estrelas. Quando duas dessas estrelas orbitam próximas, a sua interação gravitacional pode impactar significativamente a sua evolução. As estrelas podem fazer parte de uma estrutura gravitacional muito maior, como um aglomerado de estrelas ou uma galáxia.

Etimologia

A palavra "estrela" em última análise, deriva da raiz proto-indo-européia "h₂stḗr" também significa estrela, mas ainda analisável como h₂eh₁s- ("queimar", também a fonte da palavra "ash") + -tēr (sufixo agentetivo). Compare o latim stella, o grego aster, o alemão Stern. Alguns estudiosos acreditam que a palavra é um empréstimo do termo acadiano "istar" (Vênus), porém alguns duvidam dessa sugestão. Estrela é cognata (compartilha a mesma raiz) com as seguintes palavras: asterisco, asteróide, astral, constelação, Ester.

Histórico de observação

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

Os primeiros astrónomos reconheceram uma diferença entre "estrelas fixas", cuja posição na esfera celeste não muda, e "estrelas errantes". (planetas), que se movem visivelmente em relação às estrelas fixas ao longo de dias ou semanas. Muitos astrônomos antigos acreditavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas em uma esfera celeste e que eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas proeminentes em asterismos e constelações e os usaram para rastrear os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol. O movimento do Sol contra as estrelas de fundo (e o horizonte) foi usado para criar calendários, que poderiam ser usados para regular as práticas agrícolas. O calendário gregoriano, atualmente usado em quase todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação à sua estrela local, o Sol.

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

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

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

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

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

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

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

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

A primeira medição direta da distância até uma estrela (61 Cygni a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Bessel usando a técnica de paralaxe. As medições de paralaxe demonstraram a vasta separação das estrelas nos céus. A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu uma companheira oculta. Edward Pickering descobriu o primeiro binário espectroscópico em 1899, quando observou a divisão periódica das linhas espectrais da estrela Mizar num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas estelares binários foram coletadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve e S. W. Burnham, permitindo que as massas das estrelas fossem determinadas a partir do cálculo de elementos orbitais. A primeira solução para o problema de derivar uma órbita de estrelas binárias a partir de observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.

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

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

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

Designações

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

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

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

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

Unidades de medida

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

luminosidade solar nominal

L? = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = 3.828×10.26W

raio solar nominal

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A massa solar M_☉ não foi explicitamente definida pela IAU devido à grande incerteza relativa (10⁻⁴) da constante de gravitação newtoniana G. Como o produto da constante newtoniana de gravitação pela massa solar juntos (GM_☉) foram determinados com muito maior precisão, a IAU definiu o parâmetro de massa solar nominal ser:

parâmetro de massa solar nominal:

GM? = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = 1.3.271244×10.20.m3/2

O parâmetro de massa solar nominal pode ser combinado com a estimativa CODATA mais recente (2014) da constante de gravitação newtoniana G para derivar a massa solar em aproximadamente 1,9885×10³⁰ kg. Embora os valores exatos para a luminosidade, raio, parâmetro de massa e massa possam variar ligeiramente no futuro devido a incertezas observacionais, as constantes nominais da IAU de 2015 permanecerão os mesmos valores do SI, pois continuam a ser medidas úteis para citar parâmetros estelares.

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

Formação e evolução

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

Todas as estrelas passam a maior parte da sua existência como estrelas da sequência principal, alimentadas principalmente pela fusão nuclear do hidrogénio em hélio dentro dos seus núcleos. No entanto, estrelas de massas diferentes têm propriedades marcadamente diferentes em vários estágios do seu desenvolvimento. O destino final das estrelas mais massivas difere daquele das estrelas menos massivas, tal como a sua luminosidade e o impacto que têm no seu ambiente. Conseqüentemente, os astrônomos costumam agrupar estrelas por sua massa:

• Estrelas de massa muito baixas, com massas abaixo de 0,5M_?, são totalmente convectivos e distribuem hélio uniformemente em toda a estrela enquanto na sequência principal. Portanto, eles nunca passam por queima de conchas e nunca se tornam gigantes vermelhas. Depois de esgotar seu hidrogênio eles se tornam anãs brancas de hélio e lentamente esfriam. Como a vida de 0.5M_? estrelas é mais do que a idade do universo, nenhuma tal estrela ainda alcançou o estágio anã branco.
• Estrelas de baixa massa (incluindo o Sol), com uma massa entre 0,5M_? e ~2.25M_? dependendo da composição, tornam-se gigantes vermelhos como o seu núcleo de hidrogênio é esgotado e começam a queimar hélio no núcleo em um flash de hélio; eles desenvolvem um núcleo de carbono-oxigênio degenerado mais tarde no ramo gigante assintótico; eles finalmente explodem sua concha exterior como uma nebulosa planetária e deixam para trás seu núcleo na forma de um anã branco.
• Estrelas de massa intermediária, entre ~2.25M_? e 8M_?, passar por etapas evolucionárias semelhantes às estrelas de baixa massa, mas depois de um período relativamente curto no ramo de vermelho-giant eles inflamam o hélio sem um flash e passam um período prolongado no clump vermelho antes de formar um núcleo de carbono-oxigênio degenerado.
• Estrelas massivas geralmente têm uma massa mínima de ~8M_?. Depois de esgotar o hidrogênio no núcleo essas estrelas se tornam supergigantes e vão para fundir elementos mais pesados do que o hélio. Eles terminam suas vidas quando seus núcleos entram em colapso e explodem como supernovas.

Formação estelar

Concepção artística do nascimento de uma estrela dentro de uma densa nuvem molecular

Um conjunto de aproximadamente 500 jovens estrelas situa-se dentro do viveiro estelar W40 nas proximidades.

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

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

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

No início do seu desenvolvimento, as estrelas T Tauri seguem o caminho Hayashi – contraem-se e diminuem de luminosidade, permanecendo aproximadamente à mesma temperatura. Estrelas menos massivas de T Tauri seguem esta trilha para a sequência principal, enquanto estrelas mais massivas seguem para a trilha de Henyey.

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

Sequência principal

As estrelas passam cerca de 90% das suas vidas fundindo hidrogénio em hélio em reações de alta temperatura e pressão nos seus núcleos. Diz-se que essas estrelas estão na sequência principal e são chamadas de estrelas anãs. Começando na sequência principal de idade zero, a proporção de hélio no núcleo de uma estrela aumentará constantemente, a taxa de fusão nuclear no núcleo aumentará lentamente, assim como a temperatura e a luminosidade da estrela. Estima-se que o Sol, por exemplo, tenha aumentado em luminosidade em cerca de 40% desde que atingiu a sequência principal 4,6 bilhões (4,6×10⁹) anos atrás.

Cada estrela gera um vento estelar de partículas que causa um fluxo contínuo de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a massa perdida é insignificante. O Sol perde 10⁻¹⁴ M_☉ todos os anos, ou cerca de 0,01% de sua massa total durante toda a sua vida. No entanto, estrelas muito massivas podem perder 10⁻⁷ para 10⁻⁵ M_☉ a cada ano, afetando significativamente sua evolução. Estrelas que começam com mais de 50 M_☉ podem perder mais da metade de sua massa total enquanto estão na sequência principal.

O tempo que uma estrela passa na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela possui e da taxa com que ela se funde. Espera-se que o Sol viva 10 bilhões (10¹⁰) anos. Estrelas massivas consomem o seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas de baixa massa consomem seu combustível muito lentamente. Estrelas com menos massa que 0,25 M_☉, chamadas anãs vermelhas, são capazes de fundir quase toda a sua massa, enquanto estrelas com cerca de 1 M_☉ só pode fundir cerca de 10% de sua massa. A combinação de seu lento consumo de combustível e seu suprimento de combustível utilizável relativamente grande permite que estrelas de baixa massa durem cerca de um trilhão (10 ×10¹²) anos; o mais extremo de 0,08 M_☉ durará cerca de 12 trilhões de anos. As anãs vermelhas tornam-se mais quentes e luminosas à medida que acumulam hélio. Quando eventualmente ficam sem hidrogénio, contraem-se formando uma anã branca e diminuem de temperatura. Como a vida útil dessas estrelas é maior do que a idade atual do universo (13,8 bilhões de anos), não se espera que nenhuma estrela abaixo de 0,85 M_☉ tenha se afastado da órbita principal. seqüência.

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

Sequência pós-principal

À medida que estrelas com pelo menos 0,4 M_☉ esgotam o suprimento de hidrogênio em seu núcleo, elas começam a fundir o hidrogênio em uma camada que envolve o núcleo de hélio. As camadas externas da estrela se expandem e esfriam bastante à medida que fazem a transição para uma gigante vermelha. Em alguns casos, eles fundirão elementos mais pesados no núcleo ou em camadas ao redor do núcleo. À medida que as estrelas se expandem, lançam parte da sua massa, enriquecida com esses elementos mais pesados, para o ambiente interestelar, para ser posteriormente reciclada como novas estrelas. Dentro de cerca de 5 mil milhões de anos, quando o Sol entrar na fase de combustão do hélio, expandir-se-á até um raio máximo de aproximadamente 1 unidade astronómica (150 milhões de quilómetros), 250 vezes o seu tamanho actual, e perderá 30% da sua massa actual.

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

Depois que uma estrela funde o hélio do seu núcleo, ela começa a fundir o hélio ao longo de uma camada que envolve o núcleo de carbono quente. A estrela segue então um caminho evolutivo denominado ramo gigante assintótico (AGB), que é paralelo à outra fase de gigante vermelha descrita, mas com uma luminosidade mais elevada. As estrelas AGB mais massivas podem passar por um breve período de fusão de carbono antes que o núcleo se degenere. Durante a fase AGB, as estrelas sofrem pulsos térmicos devido a instabilidades no núcleo da estrela. Nestes pulsos térmicos, a luminosidade da estrela varia e a matéria é ejetada da atmosfera da estrela, formando finalmente uma nebulosa planetária. Até 50 a 70% da massa de uma estrela pode ser ejetada neste processo de perda de massa. Como o transporte de energia numa estrela AGB é principalmente por convecção, este material ejetado é enriquecido com os produtos de fusão extraídos do núcleo. Portanto, a nebulosa planetária é enriquecida com elementos como carbono e oxigênio. Em última análise, a nebulosa planetária se dispersa, enriquecendo o meio interestelar geral. Portanto, as futuras gerações de estrelas são feitas de “matéria estelar”. de estrelas passadas.

Estrelas enormes

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

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

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

Recolher

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

Em estrelas massivas, a fusão continua até que o núcleo de ferro cresça tanto (mais de 1,4 M_☉) que não consiga mais suportar sua própria massa. Este núcleo entrará em colapso repentinamente à medida que seus elétrons forem direcionados para seus prótons, formando nêutrons, neutrinos e raios gama em uma explosão de captura de elétrons e decaimento beta inverso. A onda de choque formada por este colapso repentino faz com que o resto da estrela exploda numa supernova. As supernovas tornam-se tão brilhantes que podem ofuscar brevemente toda a galáxia natal da estrela. Quando ocorrem na Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente observadas por observadores a olho nu como “novas estrelas”. onde aparentemente nada existia antes.

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

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

Estrelas binárias

Estrelas binárias' a evolução pode diferir significativamente daquela de estrelas individuais da mesma massa. Por exemplo, quando qualquer estrela se expande para se tornar uma gigante vermelha, pode transbordar o seu lóbulo de Roche, a região circundante onde o material está gravitacionalmente ligado a ela; se as estrelas em um sistema binário estiverem próximas o suficiente, parte desse material pode transbordar para a outra estrela, produzindo fenômenos incluindo binários de contato, binários de envelope comum, variáveis cataclísmicas, retardatários azuis e supernovas do tipo Ia. A transferência de massa leva a casos como o paradoxo de Algol, onde a estrela mais evoluída num sistema é a menos massiva.

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

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

Distribuição

As estrelas não estão espalhadas uniformemente pelo universo, mas normalmente são agrupadas em galáxias junto com o gás e a poeira interestelar. Uma grande galáxia típica como a Via Láctea contém centenas de bilhões de estrelas. Existem mais de 2 trilhões (10¹²) galáxias, embora a maioria são menos de 10% da massa da Via Láctea. No geral, é provável que haja entre 10²² e 10²⁴ estrelas (mais estrelas do que todos os grãos de areia do planeta Terra). A maioria das estrelas está dentro de galáxias, mas entre 10 e 50% da luz estelar em grandes aglomerados de galáxias pode vir de estrelas fora de qualquer galáxia.

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

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

A estrela mais próxima da Terra, além do Sol, é Proxima Centauri, a 4,2465 anos-luz (40,175 trilhões de quilômetros) de distância. Viajando à velocidade orbital do ônibus espacial, 8 quilômetros por segundo (29 mil quilômetros por hora), levaria cerca de 150 mil anos para chegar. Isto é típico de separações estelares em discos galácticos. As estrelas podem estar muito mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou muito mais distantes em halos galácticos.

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

Características

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

Idade

A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até ter perto de 13,8 bilhões de anos – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já descoberta, HD 140283, apelidada de estrela Matusalém, tem uma idade estimada de 14,46 ± 0,8 bilhões de anos. (Devido à incerteza do valor, esta idade da estrela não entra em conflito com a idade do universo, determinada pelo satélite Planck como 13,799 ± 0,021).

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

Composição química

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

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

Diâmetro

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

Os discos da maioria das estrelas são demasiado pequenos em tamanho angular para serem observados com os actuais telescópios ópticos terrestres e, por isso, são necessários telescópios interferómetros para produzir imagens destes objectos. Outra técnica para medir o tamanho angular das estrelas é através da ocultação. Medindo com precisão a queda no brilho de uma estrela à medida que ela é ocultada pela Lua (ou o aumento no brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.

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

Cinemática

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

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

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

Campo magnético

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

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

Missa

Uma das estrelas mais massivas conhecidas é Eta Carinae, que, com 100-150 vezes mais massa que o Sol, terá uma vida útil de apenas vários milhões de anos. Estudos dos aglomerados abertos mais massivos sugerem 150 M_☉ como um limite superior aproximado para estrelas na era atual do universo. Esse representa um valor empírico para o limite teórico da massa das estrelas em formação devido ao aumento da pressão de radiação na nuvem de gás em acreção. Várias estrelas do aglomerado R136 na Grande Nuvem de Magalhães foram medidas com massas maiores, mas foi determinado que elas poderiam ter sido criadas através da colisão e fusão de estrelas massivas em sistemas binários próximos, contornando o limite de 150 M_☉ para a formação de estrelas massivas.

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

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

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

Rotação

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

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

Temperatura

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

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

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

Radiação

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

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

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

Usando o espectro estelar, os astrônomos podem determinar a temperatura da superfície, a gravidade da superfície, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela for encontrada, por exemplo, medindo a paralaxe, então a luminosidade da estrela pode ser derivada. 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 calculada para estrelas em sistemas binários medindo suas velocidades e distâncias orbitais. Microlentes gravitacionais têm sido usadas para medir a massa de uma única estrela.) Com esses parâmetros, os astrônomos podem estimar a idade da estrela.

Luminosidade

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

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

Magnitude

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

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

Nas escalas de magnitude aparente e absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante é a estrela; quanto maior o número da magnitude, mais fraca é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em qualquer escala, têm números de magnitude negativos. A variação no brilho (ΔL) entre duas estrelas é calculada subtraindo o número da magnitude da estrela mais brilhante (m_b) da magnitude número da estrela mais fraca (m_f), usando então a diferença como expoente para o número base 2,512; isto é:

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

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

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

Classificação

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

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

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

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

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

Estrelas variáveis

Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou aleatórias na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os tipos primários podem ser subdivididos em três grupos principais.

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

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

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

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

Estrutura

O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer volume pequeno contrabalançam-se quase exatamente. As forças equilibradas são a força gravitacional para dentro e uma força para fora devido ao gradiente de pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma; a parte externa da estrela é mais fria que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma sequência principal ou estrela gigante é pelo menos da ordem de 10⁷ K. A temperatura e a pressão resultantes no núcleo que queima o hidrogênio de uma estrela da sequência principal são suficientes para que a fusão nuclear ocorra e para que seja produzida energia suficiente para evitar um maior colapso da estrela.

À medida que os núcleos atômicos se fundem no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante, aumentando a energia térmica no núcleo. As estrelas da sequência principal convertem hidrogênio em hélio, criando uma proporção lenta, mas constante, de hélio no núcleo. Eventualmente, o conteúdo de hélio torna-se predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Em vez disso, para estrelas com mais de 0,4 M_☉, a fusão ocorre em uma concha que se expande lentamente ao redor do núcleo degenerado de hélio.

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

A zona de radiação é a região do interior estelar onde o fluxo de energia para fora depende da transferência de calor radiativo, uma vez que a transferência de calor por convecção é ineficiente nessa zona. Nesta região o plasma não será perturbado e quaisquer movimentos de massa desaparecerão. Quando este não for o caso, o plasma se tornará instável e ocorrerá convecção, formando uma zona de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões onde ocorrem fluxos de energia muito elevados, como perto do núcleo ou em áreas com alta opacidade (tornando a transferência de calor radiativa ineficiente), como no envelope externo.

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

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

Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar. Numa estrela da sequência principal como o Sol, o nível mais baixo da atmosfera, logo acima da fotosfera, é a fina região da cromosfera, onde aparecem espículas e começam as erupções estelares. Acima dela está a região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente a uma distância de apenas 100 km (62 mi). Além disso está a coroa, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros. A existência de uma coroa parece depender de uma zona convectiva nas camadas externas da estrela. Apesar da alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz, devido à baixa densidade do gás. 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, até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência do seu vento solar estende-se por uma região em forma de bolha chamada heliosfera.

Vias de reação de fusão nuclear

Visão geral da cadeia próton-proton

O ciclo de carbono-nitrogênio-oxigênio

Quando o núcleo se funde, a massa do produto fundido é inferior à massa das peças originais. Esta massa perdida é convertida em energia eletromagnética, de acordo com a relação de equivalência de massa-energia E= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =mc2Não. E=mc^{2}}. Uma variedade de reações de fusão nuclear ocorrem nos núcleos de estrelas, que dependem de sua massa e composição.

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

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

41H → 22H + 2e + 2νe(2 x 0,4 MeV)

2e + 2e^{- Sim.} → 2γ (2 x 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 23He + 2γ (2 x 5,5 MeV)

2³Ele → 4He + 2¹H (12.9 MeV)

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

Todas essas reações resultam na reação global:

4¹H → ⁴Ele + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

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

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

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

⁴Ele... ⁴Ele + 92 keV → 8 * Be

⁴Ele... ⁸Ser + 67 keV → ^12.C

^12.C → 12C + γ + 7.4 MeV

Para uma reação global de:

3⁴Ele → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Em estrelas massivas, os elementos mais pesados podem ser queimados num núcleo em contracção através do processo de queima de néon e do processo de queima de oxigénio. O estágio final do processo de nucleossíntese estelar é o processo de queima de silício que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. Qualquer fusão adicional seria um processo endotérmico que consome energia e, portanto, mais energia só pode ser produzida através do colapso gravitacional.