estrelas - cruzazulsp.com.br · seu espectro , luminosidade e movimento no espaço. a ... razi.26...
TRANSCRIPT
Estrelas Texto extraído de http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelas
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
(Redirecionado de Estrelas)
Nota: Para outros significados para "Estrela", veja
Uma região de surgimento de estrelas na
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de
sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de
próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da
visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por
fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da
agrupadas em constelações e asterismos
Extensoscatálogos de estrelas foram compostos pelos
designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à
no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e
Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o
estrelas, seja pela nucleossíntese estelar
supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a
idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o
seu espectro, luminosidadee movimento no espaço. A
determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são
determinadas pela história da su
e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas
conhecido comoDiagrama de Hertzsprung
estado evolucionário de uma estrela.
http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelas
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Para outros significados para "Estrela", veja Estrela (desambiguação).
Uma região de surgimento de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Imagem NASA/ESA
é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade
sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada
, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são
visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por
fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste
asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios.
de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear
seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o
que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por
nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de
supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar amassa
e muitas outras propriedades de uma estrela observando o
e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal
e possível destino. Outras características de uma estrela são
determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento
. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades,
Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o
uma estrela.
ESA
gravidade. Ao fim de
matéria degenerada. A estrela mais
do planeta. Outras estrelas são
visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por
esfera celesteforam
, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios.
, o que permite a existência de
fusão nuclear do hidrogênio
para o espaço sideral.
foram criados por
durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de
massa,
e muitas outras propriedades de uma estrela observando o
total de uma estrela é o principal
e possível destino. Outras características de uma estrela são
, rotação, movimento
contra suas luminosidades,
R), permite determinar a idade e o
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de
hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente
denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em h
restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de
processos radiantes e convectivos
sua própria gravidade. Quando o
possuem pelo menos 40% da massa do Sol
em alguns casos fundindoelementos
estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente
interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de
elementos pesados.3
Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente
ligadas, movendo-se umas em torno das outras em
estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto
significativo na sua evolução.4 As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento
gravitacional muito maior, como um
Índice
[mostrar]
[editar]História da observação
As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.
de Leão foi feita porJohannes Hevelius
Historicamente, as estrelas foram importantes para as
parte de práticas religiosas e usadas para
antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram
imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em
acompanhar os movimentos dos
relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser
usados para regular as práticas agrícolas.
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.
restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de
convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a
sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que
possuem pelo menos 40% da massa do Sol2 se expandem para se tornarem gigantes vermelhas
elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A
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
e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente
se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas
estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto
As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento
gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.
História da observação
As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.5 Esta representação de 1690 da constelação
Johannes Hevelius.6
Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram
e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos
antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram
utáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em constelações e as usaram para
acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol.5 O movimento do Sol em
relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser
ular as práticas agrícolas.7 O calendário gregoriano, atualmente usado em quase
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
élio pelo processo de fusão nuclear.1 O
restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de
. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a
do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que
gigantes vermelhas,
núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A
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
e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente
estáveis. Quando duas dessas estrelas
estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto
As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento
Esta representação de 1690 da constelação
em todo o mundo. Elas foram
e orientação astronômica. Muitos astrônomos
antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram
e as usaram para
O movimento do Sol em
relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser
, atualmente usado em quase
todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a
sua estrela, o Sol.
O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1534 a.C.8 Os
primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos
babilônicos da Mesopotâmia, no final do segundo milênio a.C., durante o período dos Cassitas (em
torno de 1531 a 1155 a.C.).9
O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristilo aproximadamente em 300
a.C., com o auxílio de Timocares.10O catálogo de estrelas de Hiparco (século II a.C.) incluía 1020
estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu.11Hiparco é conhecido pela
primeira descoberta registrada de uma nova.12 Muitos dos nomes de estrelas e constelações
utilizados atualmente derivam da astronomia grega.
Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas
estrelas podiam aparecer.13 Em 185 d.C., eles foram os primeiros a observar e escrever sobre
uma supernova, atualmente conhecida como SN 185.14 O mais brilhante evento estelar registrado
na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo
egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses.15 A supernova SN 1054, que deu origem
à nebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.16 17 18
Astrônomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e
inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas.
Eles construíram os primeiros observatórios de pesquisas, principalmente para produzir os
catálogos de estrelas Zij.19 Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo
astrônomo persa Abd al-Rahman al Sufi, que descobriu um grande número de
estrelas, aglomerados estelares (inclusive o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi)
e galáxias (inclusive a galáxia de Andrômeda).20 No século XI, o sábio persa Abu Rayhan
Biruni descreveu a Via Láctea como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas
nebulosas, e também forneceu as latitudes de várias estrelas durante um eclipse lunar em 1019.21
O astrônomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que
quase se tocavam e parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refração da luz, citando
como evidência sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 d.C.).22
Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no céu (mais
tarde chamadas novas), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584,Giordano
Bruno sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas
orbitando-as, possivelmente como a Terra,23 uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos
antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro 24 e por cosmólogos islâmicos25 como Fakhr al-Din al-
Razi.26 No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso
entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhum impacto
gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente
distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.
O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da
estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições domovimento próprio de um
par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época
dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição direta da distância de uma
estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel, usando a técnica
de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no
espaço.26 William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas
no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou
as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele deduziu que o número de estrelas
aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via
Láctea. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento
similar na mesma direção.27 Além de várias outras realizações, William Herschel também é
conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se colocam sobre uma mesma
linha de visão, mas são também companheiras físicas que formam sistemas estelares binários.
A ciência da espectroscopia estelar teve como pioneiros Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi.
Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o do Sol, eles descobriram diferenças na
força e no número das suas linhas de absorção - as linhas escuras em um espectro estelar devido à
absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as
estrelas em tipos espectrais.28 Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi
desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900.
A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834,
Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu a existência de
uma companheira escondida. Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária
espectroscópica em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais da
estrela Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários de
estrelas foram realizadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm Struve e S. W. Burnham,
permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo dos elementos orbitais. A
primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias a partir de
observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.29
O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se
tornou uma importante ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma
estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a magnitude
visual contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do fotômetrofotoelétrico permitiu medições
muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, Albert
Abraham Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando
um interferômetro no telescópio Hooker
Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do
século XX. Em 1913, foi desenvolvido o
astrofísico das estrelas. Modelos bem
estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram exp
meio dos avanços da física quântica
atmosfera estelar.31
Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso
Local de galáxias,32 especialmente na par
catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia).
foram observadas na galáxia M100 do
da Terra.34 No Superaglomerado local
telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no
mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos
Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados
foram observados. A única exce
contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos
vezes mais que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.
[editar]Designações
Ver artigo principal: Designação estelar
Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período
observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles
associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se
posicionam ao longo da linha da
mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com
designações árabes ou latinas.
Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus
próprios mitos.38 Para os gregos antigos
πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam v
das quais os nomes dos planetas
tirados.38 Urano e Netuno eram também deuses
era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram
atribuídos por astrônomos modernos.
Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões
correspondentes do céu. O astrônomo alemão
fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando
telescópio Hooker.30
Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do
século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo
astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das
estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados com sucesso por
física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da
, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso
especialmente na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelos
catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia).33 . Entretanto, algumas estrelas
foram observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem, a cerca de 100 milhões de anos
Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais
am no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local
mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância35 (ver
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 de estrelas
contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância
o mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.
Designação estelar
se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico. Os antigos
observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles
associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se
posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base daastrologia
mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com
.
Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus
gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidas como planetas
(planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir
das quais os nomes dos planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter eSaturno foram
eram também deuses gregos e romanos, mas nenhum dos dois planetas
era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram
atribuídos por astrônomos modernos.
e 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões
correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas de estrelas
Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do
, impulsionando o estudo
sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das
licados com sucesso por
, o que permitiu a determinação da composição química da
, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo
(como demonstrado pelos
. Entretanto, algumas estrelas
, a cerca de 100 milhões de anos-luz
é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais
Aglomerado Local - as estrelas
(ver Cefeidas).
Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados
ção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas
luz de distância36 - dez
o mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.
. Os antigos
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
astrologia.37 Muitas das
mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com
Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus
planetas(do grego
árias divindades importantes, a partir
foram
, mas nenhum dos dois planetas
era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram
e 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões
criou uma série de mapas de estrelas
e aplicou letras gregas como designações
sistema de numeração baseado na
de estrelas de John Flamsteed
do que este sistema de numeração passou a ser chamado
Flamsteed.39 40
Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos
celestes é a União Astronômica Internacional
de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica
reguladas.42 43 Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são
reconhecidos e nem usados por ela.
[editar]Unidades de medida
A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do
Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades
luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares,
baseadas nas características do Sol:
massa solar:
luminosidade solar:
raio solar:
Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o
de estrelas binárias, são frequentemente
aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).
[editar]Formação e evolução
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no
interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de
vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas
parte de hidrogênio, com cerca de 23
pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a
medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, el
poderosamente essas nuvens e também
[editar]Formação da protoestrela
Ver artigo principal: Formação estelar
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem
molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque prove
de supernovas(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas
starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os
designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um
sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo
em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir
do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed
Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos
União Astronômica Internacional (UAI).41 Algumas empresas privadas vendem nomes
Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não
Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são
reconhecidos e nem usados por ela.44
Unidades de medida
A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de
Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando
luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares,
baseadas nas características do Sol:
kg45
W45
m46
Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior
de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica
aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).
Formação e evolução
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no
, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de
vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior
parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais
pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion
medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, el
poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII
Formação da protoestrela
Formação estelar
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem
molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes
(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma
). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os
das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um
da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo
edição de 1712), a partir
designação de Flamsteed ou numeração
Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos
privadas vendem nomes
Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são
Sistema Internacional de
exemplo, expressando-se a
luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares,
semieixo maior de um sistema
unidade astronômica (UA) -
aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio
, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de
e consistem em sua maior
28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais
nebulosa de Órion.47 À
medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam
região HII.
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem
(como uma galáxia
). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os
critérios para a Instabilidade de Jeans
gravitacional.48
Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem
molecular. Imagem NASA
Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os
chamados glóbulos de Bok
energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem
protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de
umaprotoestrela se forma no núcleo.
que a estrela ainda não atingiu a
um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 m
anos.
Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas
as com massas maiores são
jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o
estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como
de Herbig-Haro.50 51 Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,
podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.
[editar]Sequência principal
Ver artigo principal: Sequência principal
As estrelas passam cerca de 90
reações a altas temperaturas e pressões próximo ao
na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no
estágio zero, a proporção de hé
consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta
vagarosamente sua temperatura e luminosidade
Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força
Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem
Imagem NASA
Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os
glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a
energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem
protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático
se forma no núcleo.49 Essas estrelas da pré-sequência principal
que a estrela ainda não atingiu asequência principal) são frequentemente cercadas por
. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 m
Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri
as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem
jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular
estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como
Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,
podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.52
Sequência principal
Sequência principal
As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em
reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que tais estrelas estão
e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no
estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como
consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta
vagarosamente sua temperatura e luminosidade53 – estima-se que o Sol, por exemplo, tenha
, ela começa a colapsar sob a sua própria força
Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem
Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os
densidade aumenta, a
energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem
equilíbrio hidrostático,
sequência principal (estágio em
) são frequentemente cercadas por
. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões de
estrelas T Tauri, enquanto
nascidas emitem
momento angular da
estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos
Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas,
52
% da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em
se que tais estrelas estão
e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no
lio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como
consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta
se que o Sol, por exemplo, tenha
aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões
de anos.
Toda estrela gera um vento estelar
para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde
10−14 massas solares a cada ano,
sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10
afetando significativamente a sua evolução.
solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência
principal.56
Um exemplo de um diagrama de
(no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da
quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a
sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 10
consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas
(chamadas anãs vermelhas
centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais
pálidas.2 Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do
universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este
estágio.
aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões
vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás
para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde
massas solares a cada ano,54 ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a
sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10−7 a 10−5massas solares por ano,
afetando significativamente a sua evolução.55 Estrelas que começam com mais de 50 massas
solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência
Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol
(no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da
quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da
sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. Estrelas grandes
consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas
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
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
aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões
ículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás
para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde
0,01% de sua massa total ao longo de toda a
massas solares por ano,
trelas que começam com mais de 50 massas
solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência
Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da
que ela o consome, isto é, da
anos. Estrelas grandes
consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas
) 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
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
Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel
significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que
o hélio é considerado um “metal”, e a
A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual
controlar a formação de campos magnéticos
da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as
estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das
quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuve
elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas
atmosferas).
[editar]Pós-sequência principal
Ver artigo principal: Gigante vermelha
À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar
seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar
uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o
uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma
astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual.
Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.
solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.
núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a
gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas
maiores, a região do núcleo alterna direta
hélio.4 Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em
torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela
paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.
[editar]Estrelas grandes
Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.
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
A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível,
controlar a formação de campos magnéticos57 e modificar a força do vento estelar.
da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as
estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das
quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em
elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas
sequência principal
Gigante vermelha
À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar2 exaurem o estoque de hidr
seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar
. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o
uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma
(150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o
Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.59 60 Numa gigante vermelha de até 2,25 massas
solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.61 Posteriormente, o
núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a
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
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.
Estrelas grandes
é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.
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
desses elementos é chamada metalicidade.
uma estrela vai queimar seu combustível,
e modificar a força do vento estelar.58 As estrelas
da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as
estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das
ns ficam cada vez mais ricas em
elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas
exaurem o estoque de hidrogênio em
seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar
. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for
uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade
Como uma gigante, o
rmelha de até 2,25 massas
Posteriormente, o
e a estrela começa a
gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas
mente da fusão do hidrogênio para a do
Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em
segue então um caminho evolucionário
paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.
é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.
Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove
massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível
se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.
O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir
o carbono (ver fusão nuclear do carbono). Este processo continua em estágios sucessivos
supridos pelo neônio (ver fusão nuclear do neônio), oxigênio (ver fusão nuclear do oxigênio)
esilício (ver fusão nuclear do silício). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao
longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde
um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por
diante.62
O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro
são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles
não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como
eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser
liberada por fissão nuclear.61 Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande
núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas
estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como estrelas Wolf-
Rayet, que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.
[editar]Colapso
Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como
uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para
se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem
massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido comoanã
branca.63 A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma,
apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas
finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.
Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do
que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo
repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons,
formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de emissão beta inversa (ou captura eletrônica).
A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em
uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda
a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas
têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes
não havia nenhuma.64
A nebulosa do Caranguejo
1050 d.C.
A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela ex
nebulosas como a do Caranguejo
manifesta como um pulsar
suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares),
um buraco negro.65 Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido
como matéria nêutron-degenerada
amatéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a
um estado que ainda não é compreendido.
As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que
podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados
permitem a formação de planetas ro
grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.
[editar]Distribuição
Uma estrela anã branca em órbita de
Além das estrelas isoladas, existem
estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais
nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de
A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando
Caranguejo 64 ) e o que sobra é uma estrela de nêutrons
pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o
suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares),
Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido
degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada,
, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a
um estado que ainda não é compreendido.
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.
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
, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de
plosão de uma supernova (formando
estrela de nêutrons (que às vezes se
) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o
suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares),
Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido
, com uma forma mais exótica de matéria degenerada,
, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em
As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que
podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados
chosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de
grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.64
em de duas ou mais
estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais
comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados.
Por razões de estabilidade orbital, esses sistemas multiestelares são frequentemente
organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam.66 Também existem
grupos maiores chamados aglomerados estelares, que variam desde associações estelares
livres, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares, com centenas de
milhares de estrelas.
Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares,
gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito
grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior
proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs
vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são
anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o
nascimento.67
As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas
em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de
bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (1011) de galáxias no universo
observável.68 Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de
galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas.69 Em 2010, os astrônomos estimaram
que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 1023) de estrelas no universo observável.70 A estrela
mais próxima da Terra, fora o Sol, é Proxima Centauri, distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou
4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do ônibus espacial (8 km/s, quase 30.000 km/h),
levar-se-iam cerca de 150.000 anos para atingi-la.71 Distâncias como esta são típicas dentro
dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar.72 As estrelas podem estar muito
mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou
muito mais distantes, nos halos galácticos.
Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias,
acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de
aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns.73 Essas
colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma
temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a
mesma luminosidade no aglomerado.74
[editar]Características
O Sol é a estrela mais próxima da Terra.
Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características
essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino
final.
[editar]Idade
Ver artigo principal: Idade estelar
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até
estar próximas de 13,7 bilhões de anos
já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.
massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes
têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais
rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto
estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e
duram dezenas a centenas d
[editar]Composição química
Ver artigo principal: Metalicidade
Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de
hidrogênio e 27% de hélio,
Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na
atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são
relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam s
continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de
supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a
sua idade.80 A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da
probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.
A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã
teor de ferro do Sol.82 Em contraste, a estrela super
do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela
é a estrela mais próxima da Terra.
estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características
essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino
Idade estelar
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até
próximas de 13,7 bilhões de anos – aidade observada do universo. A estrela mais antiga
0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.75
massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes
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.77 78
Composição química
Metalicidade
Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de
hidrogênio e 27% de hélio,79 em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados.
Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na
atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são
relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam s
continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de
supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a
A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da
probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.81
A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do
Em contraste, a estrela super-rica em metal µ Leonis tem quase o dobro
do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo
estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características
essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até
. A estrela mais antiga
76Quanto maior a
massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes
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
Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de
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
A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da
2326, com apenas 1/200.000 do
rica em metal µ Leonis tem quase o dobro
, que possui planetas, tem quase o triplo
de ferro.83 Também existem
pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente
[editar]Diâmetro
As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece
como o mais à esquerda no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à
direita no painel 3.
Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para
o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que
atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da
Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior
tamanho aparente é R Doradus, com u
arco.85 Os discos da maioria das estrelas têm
observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios
por interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a
medição do tamanho angular de estrelas é através da
queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela
ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.
tamanho desde as estrelas de nêutrons
até supergigantes como Betelgeuse
aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol
Entretanto, Betelgeuse tem uma
[editar]Cinemática
Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias
pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras
As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece
a no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à
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
Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem
observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios
são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a
medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação. Pela medição precisa da
queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando
ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.86 As estrelas variam em
estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro,
Betelgeuse, na constelação de Orion, que tem um diâmetro
aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros.
Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol.87
, que mostram abundâncias
terras-raras.84
As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece
a no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à
Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para
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
segundos de
muito pequeno para serem
observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios
são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a
. Pela medição precisa da
(ou o aumento do brilho quando
As estrelas variam em
km de diâmetro,
, que tem um diâmetro
cerca de 0,9 bilhão de quilômetros.
As Plêiades, aglomerado estelar aberto
movimento pelo espaço.88
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem
e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e
componentes do movimento de uma estrela são a
afastando-se do Sol, e o movimento angular
próprio.
A velocidade radial é medida pelo
km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em
milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando
movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas
taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo
delas boas candidatas para medições de paralaxe.
Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em
relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou
estrelas da população I têm geralmente velocidades
II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.
comparação da cinemática de estrelas próximas tam
estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em
nuvens moleculares gigantes.
[editar]Campo magnético
Ver artigo principal: Campo magnético estelar
aglomerado estelar aberto na constelação deTouro. Essas estrelas executam o mesmo
88 Foto NASA
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 do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu
A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em
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
o pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas
taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo
delas boas candidatas para medições de paralaxe.89
Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em
relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou
estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população
II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.
comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações
estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em
nuvens moleculares gigantes.91
Campo magnético
Campo magnético estelar
. Essas estrelas executam o mesmo
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem
evolução da galáxia que a cerca. Os
, aproximando-se ou
transversal, que é chamado o seu movimento
das linhas espectrais da estrela e é dada em
km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em
se a paralaxe de uma estrela, o
o pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas
taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo
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
menores do que as estrelas da população
II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.90 A
bém levou à identificação de associações
estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em
Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do
meio de imagem Zeeman
O campo magnético de uma estre
circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um
campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia
com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade s
depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz
estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas
que as normais. Anéis coronais
para a coroa a partir de regiões ativas.
energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.
Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,
devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento
estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à
que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação
muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de
rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se in
períodos.93 Durante o mínimo de Maunder
anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.
[editar]Massa
Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a
do Sol; seu tempo de vida é muito curto
aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual
estágio do universo.95 A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas
parcialmente ao Limite de Eddington
pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases par
Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do tipo T Tauri), reconstruído por
meio de imagem Zeeman-Doppler.
de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a
. Este movimento de plasma condutor funciona como um
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
, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores
Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem
para a coroa a partir de regiões ativas. Erupções estelares são explosões de partículas de alta
energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.92
jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,
devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento
estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à
que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação
muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de
rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por
mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70
anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.
Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae,94 com 100-150 vezes a massa
do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos.
aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual
A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas
Limite de Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que
pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço.
), reconstruído por
la é gerado dentro de regiões onde ocorre a
. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando
campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia
uperficial magnética
depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas
superficiais menores
são campos magnéticos em forma de arco que se estendem
são explosões de partículas de alta
jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial,
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
terromper totalmente por
m período de 70
150 vezes a massa
no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do
aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual
A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve
, que define a quantidade máxima de luminosidade que
a o espaço.
Entretanto, a massa de uma estrela chamada
em 265 massas solares, colocando
A nebulosa de reflexão NGC 1999
variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região
de espaço vazio e não uma
As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas
solares ou mais,97 devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o
sua composição. Entretanto esta geração de estre
extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.
Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de
de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu
núcleo.98 Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica q
estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de
Júpiter.99 100 Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a
metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa
solar, ou 87 vezes a de Júpiter.
ocupam uma zona cinzenta mal definida
A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas
gigantes têm uma gravidade superficial muito
enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A
gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade
maior causando o alargamento d
As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento
à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares.
pequena (abaixo de 0,5 massa solar
Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a
em 265 massas solares, colocando este limite em questão.96
NGC 1999 é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela
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
devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o
sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está
extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.
Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Júpiter, AB Doradus C, uma companheira
de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu
Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica q
estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de
estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a
metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa
solar, ou 87 vezes a de Júpiter.100 101 Corpos menores são chamados anãs marrons
ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os gigantes gasosos
A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas
gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal,
enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A
gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade
maior causando o alargamento das raias espectrais.31
As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento
à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito
massa solar) não entram no ramo gigante assintótico
RMC 136a, foi medida
é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela
variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região
Imagem NASA
As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas
devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em
las superpesadas da população III está
oradus C, uma companheira
de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu
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
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
anãs marrons, que
gigantes gasosos.
A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas
menor do que as estrelas da sequência principal,
enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A
gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade
As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário,
Estrelas com massa muito
ramo gigante assintótico (AGB), mas
evoluem diretamente para anãs brancas.
solares), dependendo de sua composição entram no AGB, on
hélio degenerado. Estrelas de massa intermediária
núcleo degenerado de carbono
solares, podendo chegar a 5
terminando numa explosão de
[editar]Rotação
Ver artigo principal: Rotação estelar
A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de
espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação
de manchas estelares. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que
100 km/s no equador. A estrela classe B
rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo
50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a
velocidade crítica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria.
uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994
e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela
da sequência principal, à medida que ela evolui na sequência principal.
Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida
velocidade de rotação. Entretanto, elas têm
com as que seriam esperadas pela conservação do
corpo em rotação de compensar a redução de ta
Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de
massa pelo vento estelar.105
alta. O pulsar no coração da
segundo.106 A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de
radiação.
[editar]Temperatura
A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de
produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no
índice de cor da estrela.107
temperatura de um corpo negro
unidade de área da superfície da estrela. Ressalte
apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um
gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.
temperatura na região do núcleo de uma
evoluem diretamente para anãs brancas. Estrelas com massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas
solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de
Estrelas de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um
carbono-oxigênio. Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas
solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusão do carbono, com suas vidas
rminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.102
Rotação estelar
A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de
ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação
. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que
km/s no equador. A estrela classe B Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de
km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de
50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a
km/s, em que a estrela se desintegraria.103 Em comparação, o Sol gira
35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético
servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela
, à medida que ela evolui na sequência principal.104
se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida
velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas
com as que seriam esperadas pela conservação do momento angular - a tendência de um
corpo em rotação de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade.
Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de
105 Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito
alta. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo, por exemplo, gira 30 vezes por
A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de
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
107 Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva
corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por
unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é
entativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um
gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.
temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin
(entre 1,8 e 2,2 massas
de desenvolvem um núcleo de
e desenvolvem um
(entre 7 e 10 massas
, com suas vidas
A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de medição
ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação
. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que
, por exemplo, tem uma velocidade de
lhe um diâmetro equatorial que é mais de
50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a
Em comparação, o Sol gira
km/s. O campo magnético
servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela
se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida
velocidades relativamente baixas se comparadas
a tendência de um
manho com o aumento da sua velocidade.
Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de
otação de um pulsar pode ser muito
, por exemplo, gira 30 vezes por
A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de
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
temperatura efetiva, que é a
ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por
se, entretanto, que a temperatura efetiva é
entativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um
gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.108 A
kelvin.109
A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos,
resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma
estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e características de absorção, são usadas
para classificar uma estrela (ver a classificação abaixo).31
Estrelas da sequência principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de
50.000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de
kelvin. Gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de
3.600 K, mas elas também têm alta luminosidade devido a sua grande superfície exterior.110
[editar]Radiação
A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço
como radiação eletromagnética e como radiação corpuscular. A radiação corpuscular emitida
por uma estrela se manifesta como o vento estelar111 (que existe como um fluxo contínuo de
partículas eletricamente carregadas, como prótons livres e partículas alfa ebeta, emanado das
camadas exteriores da estrela) e como um fluxo contínuo de neutrinos, emanado do núcleo da
estrela.
A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas são tão brilhantes: toda vez
que dois ou mais núcleos atômicos de um elemento se fundem para formar um núcleo
atômico de um novo elemento mais pesado, fótons de raios gama são liberados da reação de
fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de energia eletromagnética,
incluindo luz visível, até o momento em que ela atinge as camadas exteriores da estrela.
A cor de uma estrela, determinada pela frequência de pico da luz visível, depende da
temperatura das camadas exteriores da estrela, inclusive sua fotosfera.112 Além da luz visível,
as estrelas emitem formas de radiação eletromagnética que são invisíveis para o olho humano.
Na verdade, a radiação eletromagnética estelar compreende todo o espectro eletromagnético,
desde os comprimentos de onda maiores das ondas de rádio e infravermelho até os
comprimentos de onda menores do ultravioleta, raios X e raios gama. Todos os componentes
da radiação eletromagnética estelar, tanto os visíveis quanto os invisíveis, são tipicamente
importantes.
Usando o espectro estelar, os astrônomos podem determinar a temperatura superficial, a
gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância
da estrela for conhecida, através, por exemplo, da medição da paralaxe, pode-se então derivar
a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então
ser estimados com base em modelos estelares (a massa pode ser medida diretamente para
estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa
de uma estrela113 ). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da
estrela.114
[editar]Luminosidade
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de
estrela irradia por unidade de
a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um
sua superfície. A estrela Vega
nos seus polos do que ao longo do seu
Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que
conhecidas como manchas estelares
apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares.
As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias
exibem forte escurecimento de bordo
estelar.117 Anãs vermelhas eruptivas como a
estelares importantes.118
[editar]Magnitude
Ver artigos principais: Magnitude aparente
O brilho aparente de uma estrela é medido pela sua
estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela
quando passa pela atmosfera da Terra. A magn
relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria
se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos
Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude
Magnitude aparente
0
1
2
3
4
Luminosidade
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante
irradia por unidade de tempo. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e
a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um fluxo uniforme por toda a
Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior
do que ao longo do seu equador.115
Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são
manchas estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente
apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares.
As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias
escurecimento de bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco
s vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas
Magnitude aparente e Magnitude absoluta
aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente, que é o brilho da
estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela
quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente
relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria
se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).
Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude
Número de estrelas119
4
15
48
171
513
energia radiante que a
. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e
uniforme por toda a
, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior
a média são
. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente
apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares.
As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias116e também
, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco
podem também possuir manchas
, que é o brilho da
estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela
itude intrínseca ou absoluta está diretamente
relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria
5
6
7
As magnitudes aparente e absoluta são
na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes
100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é
cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente
100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas
visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da
magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm
números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (
pela subtração entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca
(mf' ), depois usando-se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta
(M) e aparente (m
brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de
absoluta de +1,41.
O Sol tem uma magnitude aparente de
+4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é
aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto
segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de
aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser
muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais
8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos
Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a
com magnitude de
luminosa do que o Sol.
localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado
têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta.
1.602
4.800
14.000
As magnitudes aparente e absoluta são grandezas logarítmicas: uma diferença de uma unidade
na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes120
100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é
s brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente
100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas
visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da
magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm
números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (∆L
ção entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca
se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta
m) não são equivalentes para uma estrela individual;
brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude
1,41.
O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas
+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
segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de
aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser
muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente
luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos
Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a
com magnitude de -14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais
luminosa do que o Sol.121 As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão
aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado
têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta.
: uma diferença de uma unidade
(a raiz quinta de
100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é
s brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente
100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas
visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da
magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm
∆L) é calculada
ção entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca
se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta
) não são equivalentes para uma estrela individual;120 por exemplo, a
1,44, mas uma magnitude
26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas
+4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é
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
brilhante, porque está a somente
luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.
Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20,
14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais
As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão
aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado
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.
[editar]Classificação
Ver artigo principal:
Faixas de Temperatura Superficialpara Diferentes Classes Estelares
Classe Temperatura
O 33.000
B 10.500–
A 7.500–
F 6.000–
G 5.500–
K 4.000–
M 2.600–
A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as
estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de
se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da
linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a
temperaturas menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela
temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.
Há classificações diferentes de uma só letra para e
espectros, variando do tipo
se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem
decrescente de temperatura superficial são:
espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são
Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua,
quando vista da Terra.122
Classificação
Ver artigo principal: Classificação estelar
Faixas de Temperatura Superficial para Diferentes Classes Estelares123
Temperatura Estrela tipo
K ou mais Zeta Ophiuchi
–30.000 K Rigel
–10.000 K Altair
–7.200 K Procyon A
–6.000 K Sol
–5.250 K Epsilon Indi
–3.850 K Proxima Centauri
A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as
estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de
se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da
linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a
s menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela
temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.125
Há classificações diferentes de uma só letra para estrelas de acordo com os seus
espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M, tão frias que podem
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
Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua,
A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as
estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio.124 Não
se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da
linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a
s menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela
strelas de acordo com os seus
, tão frias que podem
se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem
. Alguns tipos
espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são L e T,
que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra
possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temper
Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não
existir estrelas classes
Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos
encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e
são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de
a V (anãs da sequência principal), passando pela
acrescentam a classe
sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas
caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando
sua magnitude absoluta e o tipo espectral.
sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.
Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo
espectral, para indicar características p
um "e" pode indicar a presença de linhas de emissão,
excepcionalmente altos de metais e
As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra
subdividida nas classes
predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida
numérico que indica o índice de temperatura.
[editar]Estrelas variáveis
Ver artigo principal:
A aparência assimétrica de
espacial Hubble’’
que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra
possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temper
Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não
existir estrelas classes O0 e O1.126
Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos da luminosidade
encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e
são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes
(anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes). Alguns autores
acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem
sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas
caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando
sua magnitude absoluta e o tipo espectral.126 O Sol é uma anã amarela
sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.
Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo
espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo,
pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis
excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.
As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra
subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ e DQ, dependendo dos tipos de linhas
predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida
numérico que indica o índice de temperatura.127
Estrelas variáveis
Ver artigo principal: Estrela variável
A aparência assimétrica de Mira, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do
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
efeitos da luminosidade
encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e
hipergigantes)
). Alguns autores
(anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem à
sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas
caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando
O Sol é uma anã amarela G2V da
sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.
Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo
eculiares do espectro. Por exemplo,
representa níveis
pode significar variações no tipo espectral.126
As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois
, dependendo dos tipos de linhas
predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor
, uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do telescópio
Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a
propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os
tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.
Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar
variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo
e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho
da estrela. Esta categ
de longo ciclo, como Mira.
Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade
devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.
protoestrelas, estrelas de Wolf
e supergigantes.
As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas
propriedades. Este grupo inclui as
que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões
estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.
quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira,
acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.
recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.
As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos,
como eclipses de binárias e estre
extremas.128 Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente
varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período
[editar]Estrutura
Ver artigo principal:
O interior de uma estrela estável está em estado de
em qualquer pequeno volume se contrabalançam
centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de
pressão dentro da estrela. O
temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A
temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da
ordem de 107 K. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima
hidrogênio são suficientes para que ocorra a
energia suficiente para impedir o colapso da estrela.
À medida que os núcleos atômicos
forma de raios gama
Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a
propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os
tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.
sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar
variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo
se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho
da estrela. Esta categoria inclui as Cefeidas e estrelas similares, bem como variáveis
de longo ciclo, como Mira.128
vas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade
devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.128Este grupo inclui as
protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes
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.4 A ex
quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira,
acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.129 Algumas novas são
apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.
As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos,
como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares
Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente
varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.
Estrutura
Ver artigo principal: Estrutura estelar
O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático
em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao
centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de
pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de
temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A
temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da
. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima
hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida
rgia suficiente para impedir o colapso da estrela.130 131
À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na
raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante,
Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a
propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os
sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar
variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se
se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho
e estrelas similares, bem como variáveis
vas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade
Este grupo inclui as
e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes
As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas
s. Um sistema binário de estrelas
que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões
A explosão é criada
quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira,
Algumas novas são
apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.128
As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos,
las rotativas que produzem manchas estelares
Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente
equilíbrio hidrostático: as forças
quase exatamente. Em direção ao
centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de
é estabelecido pelo gradiente de
temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A
temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da
. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima
e para que seja produzida
são fundidos no núcleo, eles emitem energia na
. Esses fótons interagem com o plasma circundante,
acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas
convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção
de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de
energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar
fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do
núcleo degenerado
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço
de energia de equilíbrio térmico
interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai
de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do
interior.
Diagrama mostrando uma seção em corte de
A zona de radiação
é suficientemente eficiente para
é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o
plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma
pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais
como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta
envoltório externo.
A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência
principal depende da massa. Estrelas com várias vezes
de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas.
Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção
localizada nas camadas externas.
massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de
acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal
convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção
de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de
energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar
fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do
degenerado de hélio.132
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço
equilíbrio térmico. Há um gradiente radial de temperatura em todo o
interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai
de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do
Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol. Imagem NASA
zona de radiação é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação
é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não
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
pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais
como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade, como no
envoltório externo.131
A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência
principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona
de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas.
Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção
localizada nas camadas externas.133 Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4
massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de
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
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço
te radial de temperatura em todo o
interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai
de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do
Imagem NASA
é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação
manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não
é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o
zona de convecção. Isto
pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais
, como no
A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência
a massa do Sol têm uma zona
de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas.
Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção
Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4
massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de
hélio.2 Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o
tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se
modifica.131
A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada
a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a
energia gerada no núcleo fica liv
fotosfera que aparecem as
a média.
Acima do nível da fotosfera está a
principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da
as espículasaparecem e as
região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de
apenas 100 km. Para além desta está a
que pode se estender por vários milhões de quilômetros.
parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da
estrela.133 Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da
coroa do Sol normalmente só é visível durante um
A partir da coroa, um
estrela, propagando
do vento solar se estende por toda a região em forma de bolha chamada
[editar]Caminhos da reação de fusão nuclear
Ver artigos principais:
Visão geral da cadeia próton
Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o
tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se
uma estrela que é visível para um observador é chamada
a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a
energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço. É dentro da
fotosfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que
Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar. Numa estrela da sequência
principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da cromosfera
aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma
região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de
apenas 100 km. Para além desta está a coroa, um volume de plasma superaq
que pode se estender por vários milhões de quilômetros.134 A existência de uma coroa
parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da
Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da
coroa do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar.
A partir da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da
estrela, propagando-se até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência
se estende por toda a região em forma de bolha chamada
Caminhos da reação de fusão nuclear
Ver artigos principais: Nucleossíntese estelar e Tokamak
Visão geral da cadeia próton-próton
Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o
tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se
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
re para se propagar para o espaço. É dentro da
, regiões de temperatura menor do que
. Numa estrela da sequência
cromosfera, onde
começam. Ela é circundada por uma
região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de
, um volume de plasma superaquecido
A existência de uma coroa
parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da
Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da
de partículas de plasma se expande para fora da
. Para o Sol, a influência
se estende por toda a região em forma de bolha chamada heliosfera.135
O ciclo carbono
Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas,
dependendo da sua massa e
massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus
constituintes. Esta perda de mas
acordo com a relação de
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento
moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de
fusão. Como resul
varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe
kelvin, para uma estrela de grande massa da classe
milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em
próton-próton:136
41H → 22H + 2e+ + 2νe
21H + 22H → 23He + 2γ
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2ν
O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio
Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas,
dependendo da sua massa e composição, como parte da nucleossíntese estelar
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 = mc2.1
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento
moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de
fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal
varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, até 40 milhões de
kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O.109 No Sol, com um núcleo a 10
milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em
e (4.0 MeV + 1.0 MeV)
γ (5.5 MeV)
H (12.9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
+ 2γ + 2νe (26.7 MeV)
onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama,
H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivame
energia liberada por esta reação está em milhões de elétron
que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto,
números enormes dessas reações ocorrem constantemente,
produzindo toda a energia necessária para sustentar a emiss
radiação da estrela.
Massa estelar mínima requerida para fusão
Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas,
nucleossíntese estelar. A
massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus
sa é liberada como energia eletromagnética, de
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento
moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de
tado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal
, até 40 milhões de
No Sol, com um núcleo a 10
milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia
é um fóton de raio gama, νe é um neutrino e
H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A
energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts, o
que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto,
números enormes dessas reações ocorrem constantemente,
produzindo toda a energia necessária para sustentar a emissão de
Elemento Massas solares
Hidrogênio 0,01
Hélio 0,4
Carbono 5137
Neônio 8
Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo
carbono - o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.136
Em estrelas evoluídas com núcleos a 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas
solares, o hélio pode ser transformado em carbono no processo triplo-alfa, que usa o elemento
intermediário berílio:136
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
Para a reação global:
34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Em estrelas de grande massa, os elementos mais pesados também podem ser queimados em um
núcleo em contração através dos processos de fusão do neônio e de fusão do oxigênio. O estágio
final no processo de nucleossíntese estelar é o processo de fusão do silício, que resulta na
produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um
processo endotérmico e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso
gravitacional.136
O exemplo abaixo mostra o tempo requerido para uma estrela de 20 massas solares consumir todo
o seu combustível nuclear. Como uma estrela da sequência principal da classeO, ela teria 8 vezes o
raio solar e 62.000 vezes a luminosidade do Sol.138
Material combustível
Temperatura (milhões de kelvins)
Densidade (kg/cm3)
Duração da queima (τ em anos)
H 37 0,0045 8,1 milhões
He 188 0,97 1,2 milhões
C 870 170 976
Ne 1.570 3.100 0,6
O 1.980 5.550 1,25
S/Si 3.340 33.400 0,0315139
Referências
1. ↑ a b Bahcall, John N. (2000-06-29).How the Sun Shines. Nobel Foundation. Página visitada em
2006-08-30.
2. ↑ a b c d Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of
Technology. Página visitada em 2006-08-04.
3. ↑ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. Página visitada em 2006-06-08.
4. ↑ a b c IBEN, Icko, Jr.. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement
Series 76: 55–114. DOI:10.1086/191565.Bibcode: 1991ApJS...76...55I.
5. ↑ a b Forbes, George. History of Astronomy. London: Watts & Co., 1909. ISBN 1153627744
6. ↑ HEVELIUS, Johannis. Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk: [s.n.], 1690.
7. ↑ Tøndering, Claus. Other ancient calendars. WebExhibits. Página visitada em 2006-12-10.
8. ↑ 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.
9. ↑ NORTH, John. The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W.
Norton & Company, 1995. 30–31 p. ISBN 0393036561
10. ↑ MURDIN, P.. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. [S.l.: s.n.], November-2000. ISBN
0333750888Página visitada em 2009-06-02.
11. ↑ GRASSHOFF, Gerd. The history of Ptolemy's star catalogue. [S.l.]: Springer, 1990. 1–5 p. ISBN
0387971815
12. ↑ Pinotsis, Antonios D.. Astronomy in Ancient Rhodes. Section of Astrophysics, Astronomy and
Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Página visitada em 2009-06-02.
13. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (June 29, 1981). "The Historical Supernovae". Supernovae: A
survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute: 355–370, Cambridge,
England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.
14. ↑ 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.
15. ↑ Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star. NAOA News (March 5, 2003). Página
visitada em 2006-06-08.
16. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 30, 2006).Supernova 1054 - Creation of the
Crab Nebula. SEDS. University of Arizona.
17. ↑ DUYVENDAK, J. J. L.. (April 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.DOI:10.1086/125409.Bibcode: 1942PASP...54...91D.
MAYALL, N. U.. (April 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. DOI:10.1086/125410.Bibcode: 1942PASP...54...95M.
18. ↑ BRECHER, K.; et al.. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The
Observatory 103: 106–113.Bibcode: 1983Obs...103..106B.
19. ↑ 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.
20. ↑ JONES, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters. [S.l.]: Cambridge University Press,
1991. p. 1. ISBN 0521370795
21. ↑ Zahoor, A. (1997). Al-Biruni. Hasanuddin University. Arquivado dooriginal em 2008-06-26.
Página visitada em 2007-10-21.
22. ↑ Montada, Josep Puig (September 28, 2007). Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy.
Página visitada em 2008-07-11.
23. ↑ Drake, Stephen A. (August 17, 2006).A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray)
Astronomy. NASA HEASARC. Página visitada em 2006-08-24.
24. ↑ Exoplanets. ESO (July 24, 2006). Página visitada em 2006-10-11.
25. ↑ AHMAD, I. A.. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on
Islamic civilization".Vistas in Astronomy 39 (4): 395–403 [402]. ScienceDirect.DOI:10.1016/0083-
6656(95)00033-X.
26. ↑ 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.
27. ↑ PROCTOR, Richard A.. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?".Nature 1 (13): 331–
333.DOI:10.1038/001331a0.
28. ↑ MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield
University. Página visitada em 2006-10-02.
29. ↑ AITKEN, Robert G.. The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc., 1964. p. 66. ISBN
0486611027
30. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G.. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the
interferometer".Astrophysical Journal 53: 249–
259.DOI:10.1086/142603.Bibcode: 1921ApJ....53..249M.
31. ↑ a b c Unsöld, Albrecht. The New Cosmos. 5th ed. New York: Springer, 2001. 180–185, 215–216
p. ISBN 3540678778
32. ↑ 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.DOI:10.1086/346274.Bibcode: 2003AJ....125.1298B.
33. ↑ "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission", ESA, 1997-12-08.
Página visitada em 2007-08-05.
34. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). Hubble Space Telescope Measures Precise
Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site. Página visitada em 2007-08-05.
35. ↑ "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe",Hubble Site, 1999-05-
25. Página visitada em 2007-08-02.
36. ↑ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.", UBC Public
Affairs, 2007-01-08. Página visitada em 2007-08-02.
37. ↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne. Mesopotamian astrology: an introduction to
Babylonian and Assyrian celestial divination. [S.l.]: Museum Tusculanum Press, 1995. p. 163.
vol. 19. ISBN 8772892870
38. ↑ a b Coleman, Leslie S. Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. Página visitada em
2006-08-13.
39. ↑ Naming Astronomical Objects.International Astronomical Union (IAU). Página visitada em 2009-
01-30.
40. ↑ Naming Stars. Students for the Exploration and Development of Space(SEDS). Página visitada
em 2009-01-30.
41. ↑ Lyall, Francis; Larsen, Paul B.. Space Law: A Treatise. [S.l.]: Ashgate Publishing, Ltd, 2009.
p. 176. ISBN 0754643905
42. ↑ Star naming. Scientia Astrophysical Organization. (2005). Página visitada em 2010-06-29.
43. ↑ Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises.British Library. The British
Library Board. Página visitada em 2010-06-29.
44. ↑ Andersen, Johannes. Buying Stars and Star Names. International Astronomical Union. Página
visitada em 2010-06-24.
45. ↑ 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.DOI:10.1086/345408.Bibcode: 2003ApJ...583.1024S.
46. ↑ 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.DOI:10.1023/A:1005116830445.Bibcode: 1999SoPh..186....1T.
47. ↑ WOODWARD, P. R.. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy
and astrophysics16 (1): 555–
584.DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.Bibcode: 1978ARA&A..16..555W.
48. ↑ SMITH, Michael David. The Origin of Stars. [S.l.]: Imperial College Press, 2004. 57–68 p. ISBN
1860945015
49. ↑ Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud.Self-published. Arquivado
dooriginal em 2008-06-23. Página visitada em 2006-09-05.
50. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and
Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. SchreierScience with the
Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8,
1995, Space Telescope Science Institute.
51. ↑ SMITH, Michael David. The origin of stars. [S.l.]: Imperial College Press, 2004. p. 176. ISBN
1860945015
52. ↑ Megeath, Tom. "Herschel finds a hole in space", ESA, May 11, 2010. Página visitada em 2010-
05-17.
53. ↑ 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.DOI:10.1086/190603.Bibcode: 1979ApJS...40..733M.
54. ↑ 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. DOI:10.1086/340797.Bibcode: 2002ApJ...574..412W.
55. ↑ 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.
56. ↑ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich
Observatory. Página visitada em 2006-09-07.
57. ↑ 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 & Astrophysics373 (2): 597–607. DOI:10.1051/0004-6361:20010626.
58. ↑ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group (2004-06-18). Arquivado do original em
2004-11-22. Página visitada em 2006-08-26.
59. ↑ Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E.. (1993). "Our Sun. III. Present and
Future". Astrophysical Journal 418. DOI:10.1086/173407.Bibcode: 1993ApJ...418..457S.
60. ↑ SCHRÖDER, K.-P.; Smith, Robert Connon. (2008). "Distant future of the Sun and Earth
revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1). DOI:10.1111/j.1365-
2966.2008.13022.x.Bibcode: 2008MNRAS.386..155S.See also Palmer, Jason. "Hope dims that
Earth will survive Sun's death",NewScientist.com news service, 2008-02-22. Página visitada em
2008-03-24.
61. ↑ a b Hinshaw, Gary (2006-08-23). The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. Página
visitada em 2006-09-01.
62. ↑ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. Página visitada em 2006-09-07.
63. ↑ Liebert, J.. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2):
363–398.DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.Bibcode: 1980ARA&A..18..363L.
64. ↑ a b c Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center (2006-04-06). Página
visitada em 2006-07-16.
65. ↑ Fryer, C. L.. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse".Classical and Quantum
Gravity 20(10): S73–S80. DOI:10.1088/0264-9381/20/10/309.Bibcode: 2003CQGra..20S..73F.
66. ↑ SZEBEHELY, Victor G.; Curran, Richard B.. Stability of the Solar System and Its Minor Natural
and Artificial Bodies. [S.l.]: Springer, 1985. ISBN 9027720460
67. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-01-30). Most Milky Way Stars Are
Single. Press release. Página visitada em 2006-07-16.
68. ↑ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory.
Página visitada em 2006-07-18.
69. ↑ "Hubble Finds Intergalactic Stars",Hubble News Desk, 1997-01-14. Página visitada em 2006-
11-06.
70. ↑ "Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple", NPR, December 1, 2010. Página visitada
em 2010-12-07.
71. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
72. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C.. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. DOI:10.1046/j.1365-
8711.2000.02905.x.Bibcode: 2000MNRAS.313..209H.
73. ↑ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic", CNN News, 2000-06-02. Página
visitada em 2006-07-21.
74. ↑ 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. DOI:10.1086/339060.Bibcode: 2002ApJ...568..939L.
75. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. "Nearby Star Is A
Galactic Fossil",Science Daily, 2007-05-11. Página visitada em 2007-05-10.
76. ↑ Frebel, Anna, et al. (May, 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced
Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters 660 (2): L117–
L120.DOI:10.1086/518122.Bibcode: 2007ApJ...660L.117F.
77. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13). 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. Página visitada em 2007-05-11.
78. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.. (1997). "The End of the Main Sequence". The
Astrophysical Journal 482 (1): 420–432.DOI:10.1086/304125.Bibcode: 1997ApJ...482..420L.
79. ↑ IRWIN, Judith A.. Astrophysics: Decoding the Cosmos. [S.l.]: John Wiley and Sons, 2007.
p. 78. ISBN 0470013060
80. ↑ A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO (2006-09-12). Página visitada em 2006-10-10.
81. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J.. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical
Journal 622 (2): 1102–1117. DOI:10.1086/428383.Bibcode: 2005ApJ...622.1102F.
82. ↑ Signatures Of The First Stars. ScienceDaily (2005-04-17). Página visitada em 2006-10-10.
83. ↑ 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. DOI:10.1051/0004-6361:20000477.Bibcode: 2001A&A...367..253F.
84. ↑ GRAY, David F.. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. [S.l.]: Cambridge
University Press, 1992. 413–414 p. ISBN 0521408687
85. ↑ "The Biggest Star in the Sky", ESO, 1997-03-11. Página visitada em 2006-07-10.
86. ↑ 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.Bibcode: 1995JApAS..16..332R.
87. ↑ Davis, Kate (2000-12-01). Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis.
AAVSO. Arquivado dooriginal em 2006-07-12. Página visitada em 2006-08-13.
88. ↑ LOKTIN, A. V.. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy
Reports 50(9): 714–721.DOI:10.1134/S1063772906090058.Bibcode: 2006ARep...50..714L.
89. ↑ Hipparcos: High Proper Motion Stars. ESA (1999-09-10). Página visitada em 2006-10-10.
90. ↑ JOHNSON, Hugh M.. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications
of the Astronomical Society of the
Pacific 69(406). DOI:10.1086/127012.Bibcode: 1957PASP...69...54J.
91. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N.. (1999). "The Formation of Star Clusters". American
Scientist 86 (3).DOI:10.1511/1998.3.264.
92. ↑ Brainerd, Jerome James (2005-07-06). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics
Spectator. Página visitada em 2007-06-21.
93. ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005).Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. Página
visitada em 2007-06-21.
94. ↑ SMITH, Nathan. (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury
Magazine 27. Astronomical Society of the Pacific.
95. ↑ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy", NASA News, 2005-03-03.
Página visitada em 2006-08-04.
96. ↑ "Stars Just Got Bigger", European Southern Observatory, 2010-07-21. Página visitada em
2010-17-24.
97. ↑ "Ferreting Out The First Stars",Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2005-09-22.
Página visitada em 2006-09-05.
98. ↑ "Weighing the Smallest Stars",ESO, 2005-01-01. Página visitada em 2006-08-13.
99. ↑ Boss, Alan (2001-04-03). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington.
Arquivado dooriginal em 2006-09-28. Página visitada em 2006-06-08.
100. ↑ a b Shiga, David (2006-08-17). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New
Scientist. Arquivado do original em 2006-11-14. Página visitada em 2006-08-23.
101. ↑ "Hubble glimpses faintest stars",BBC, 2006-08-18. Página visitada em 2006-08-22.
102. ↑ KWOK, Sun. The origin and evolution of planetary nebulae. [S.l.]: Cambridge University Press,
2000. 103–104 p. vol. 33. ISBN 0-521-62313-8
103. ↑ "Flattest Star Ever Seen", ESO, 2003-06-11. Página visitada em 2006-10-03.
104. ↑ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13).Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The
University of Texas at Austin. Página visitada em 2006-10-04.
105. ↑ 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.
106. ↑ "A History of the Crab Nebula",ESO, 1996-05-30. Página visitada em 2006-10-03.
107. ↑ Strobel, Nick (2007-08-20).Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes.
Primis/McGraw-Hill, Inc.. Arquivado dooriginal em 2007-06-26. Página visitada em 2007-10-09.
108. ↑ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Página visitada em
2007-07-05.
109. ↑ a b Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator (2005-02-16). Página visitada em 2006-
10-10.
110. ↑ ZEILIK, Michael A.; Gregory, Stephan A..Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th ed.
[S.l.]: Saunders College Publishing, 1998. p. 321. ISBN 0030062284
111. ↑ Roach, John. "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind", National Geographic
News, 2003-08-27. Página visitada em 2006-06-13.
112. ↑ The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Página visitada em 2006-
08-13.
113. ↑ "Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun",Hubble News Desk, 2004-
07-15. Página visitada em 2006-05-24.
114. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A.. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood
Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal532 (2): 1192–1196.DOI:10.1086/308617.
115. ↑ Staff. "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator", National Optical Astronomy
Observatory, 2006-01-10. Página visitada em 2007-11-18.
116. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G.. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living
Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.
117. ↑ 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.
118. ↑ 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.
119. ↑ Magnitude. National Solar Observatory—Sacramento Peak. Arquivado do original em 2008-02-
06. Página visitada em 2006-08-23.
120. ↑ a b Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Página visitada em
2006-08-13.
121. ↑ Hoover, Aaron (2004-01-05). Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite.
Arquivado dooriginal em 2007-08-07. Página visitada em 2006-06-08.
122. ↑ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite (2006-08-17). Página visitada em
2006-06-08.
123. ↑ Smith, Gene (1999-04-16). Stellar Spectra. University of California, San Diego. Página visitada
em 2006-10-12.
124. ↑ FOWLER, A.. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature, a Weekly Illustrated
Journal of Science45: 427–8.
125. ↑ JASCHEK, Carlos; Jaschek, Mercedes.The Classification of Stars. [S.l.]: Cambridge University
Press, 1990. 31–48 p. ISBN 0521389968
126. ↑ a b c MacRobert, Alan M. The Spectral Types of Stars. Sky and Telescope. Página visitada em
2006-07-19.
127. ↑ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. Página visitada em 2006-07-19.
128. ↑ a b c d Types of Variable. AAVSO (May 11, 2010). Página visitada em 2010-08-20.
129. ↑ Cataclysmic Variables. NASA Goddard Space Flight Center (2004-11-01). Página visitada em
2006-06-08.
130. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors. [S.l.]: Springer,
2004. 32–33 p. ISBN 0387200894
131. ↑ a b c SCHWARZSCHILD, Martin. Structure and Evolution of the Stars. [S.l.]: Princeton University
Press, 1958.ISBN 0-691-08044-5
132. ↑ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Página visitada em 2006-07-11.
133. ↑ a b What is a Star?. NASA (2006-09-01). Página visitada em 2006-07-11.
134. ↑ ESO (2001-08-01). The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona
Detected with the VLT. Press release. Página visitada em 2006-07-10.
135. ↑ 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.DOI:10.1126/science.1117542.PMID 16179471.
136. ↑ a b c d 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.
137. ↑ 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.
138. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A.. (2002). "The evolution and explosion of massive
stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–
1071.DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015.Bibcode: 2002RvMP...74.1015W.
139. ↑ 11,5 dias é 0,0315 anos.