UMA Estrela É um objeto astronômico composto de gás, principalmente hidrogênio e hélio, e mantido em equilíbrio graças à força da gravidade, que tende a comprimi-lo, e à pressão do gás, que o expande..
Nesse processo, uma estrela produz imensas quantidades de energia a partir de seu núcleo, no qual existe um reator de fusão que sintetiza hélio e outros elementos a partir do hidrogênio..
Nessas reações de fusão, a massa não é totalmente conservada, mas uma pequena porção é convertida em energia. E como a massa de uma estrela é enorme, mesmo quando é uma das menores, também é a quantidade de energia que ela emite por segundo.
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As principais características de uma estrela são:
-Massa: altamente variável, podendo ser de uma pequena fração da massa do Sol a estrelas supermassivas, com massas várias vezes superiores à massa solar.
-Temperatura: também é uma quantidade variável. Na fotosfera, que é a superfície luminosa da estrela, a temperatura está na faixa de 50000-3000 K. Enquanto no centro atinge milhões de Kelvin.
-Cor: intimamente relacionado à temperatura e massa. Quanto mais quente é uma estrela, mais azul é sua cor e, inversamente, quanto mais fria ela é, mais tende para o vermelho..
-Brilho: depende da potência irradiada pela estrela, que geralmente não é uniforme. As estrelas mais quentes e maiores são as mais brilhantes.
-Magnitude: é o brilho aparente que eles têm quando vistos da Terra.
-Movimento: as estrelas têm movimentos relativos em relação ao seu campo, bem como movimento rotacional.
-EraAs estrelas podem ser tão antigas quanto o universo - cerca de 13,8 bilhões de anos - e tão jovens quanto 1 bilhão de anos.
As estrelas são formadas a partir do colapso gravitacional de enormes nuvens de gás cósmico e poeira, cuja densidade flutua constantemente. O material primordial nessas nuvens é o hidrogênio molecular e o hélio, e também vestígios de todos os elementos conhecidos na Terra..
O movimento das partículas que compõem essa enorme quantidade de massa espalhada no espaço é aleatório. Mas de vez em quando a densidade aumenta ligeiramente em um ponto, causando uma compressão.
A pressão do gás tende a desfazer essa compressão, mas a força gravitacional, que une as moléculas, é um pouco maior, porque as partículas ficam mais próximas e aí neutraliza esse efeito.
Além disso, a gravidade é responsável por aumentar ainda mais a massa. E quando isso acontece, a temperatura aumenta gradualmente.
Agora imagine esse processo de condensação em grande escala e com todo o tempo disponível. A força da gravidade é radial e a nuvem de matéria assim formada terá uma simetria esférica. É chamado proto-estrela.
Além disso, essa nuvem de matéria não é estática, mas gira rapidamente à medida que o material se contrai..
Com o tempo, um núcleo se formará em temperatura muito alta e enorme pressão, que se tornará o reator de fusão da estrela. Para isso, é necessária uma massa crítica, mas quando isso acontece, a estrela atinge o equilíbrio e, assim, começa, por assim dizer, sua vida adulta..
O tipo de reações que podem ocorrer no núcleo dependerá da massa que ele possui inicialmente, e com ela da evolução subsequente da estrela..
Para massas menores que 0,08 vezes a massa do Sol - 2 x 10 30 kg aproximadamente - a estrela não se formará, pois o núcleo não se acenderá. O objeto assim formado resfriará gradualmente e a condensação diminuirá, resultando em um anã marrom.
Por outro lado, se a protoestrela for muito grande, ela também não alcançará o equilíbrio necessário para se tornar uma estrela, então entrará em colapso violentamente.
A teoria da formação de estrelas por colapso gravitacional deve-se ao astrônomo e cosmólogo inglês James Jeans (1877-1946), que também propôs a teoria do estado estacionário do universo. Hoje, essa teoria, que afirma que a matéria é criada continuamente, foi descartada em favor da teoria do Big Bang..
Como explicado acima, as estrelas são formadas pelo processo de condensação de uma nebulosa feita de gás cósmico e poeira..
Esse processo leva tempo. Estima-se que isso aconteça entre 10 e 15 milhões de anos, enquanto a estrela adquire sua estabilidade final. Uma vez que a pressão do gás expansivo e a força da gravidade compressiva são equilibradas, a estrela entra no que é chamado de seqüência principal.
De acordo com sua massa, a estrela está localizada em uma das linhas do diagrama de Hertzsprung-Russell ou diagrama H-R para breve. Este é um gráfico que mostra as diferentes linhas de evolução estelar, todas ditadas pela massa da estrela.
Neste gráfico, as estrelas são classificadas de acordo com sua luminosidade com base em sua temperatura efetiva, conforme mostrado abaixo:
A sequência principal é a região quase diagonal que passa pelo centro do diagrama. Lá, em algum ponto, as estrelas recém-formadas entram, de acordo com sua massa.
As estrelas mais quentes, brilhantes e massivas estão no topo e à esquerda, enquanto as estrelas mais frias e menores estão no canto inferior direito..
A massa é o parâmetro que rege a evolução estelar, como já foi dito várias vezes. Na verdade, estrelas muito massivas gastam seu combustível rapidamente, enquanto estrelas pequenas e frias, como as anãs vermelhas, o fazem mais lentamente..
Para um ser humano, as anãs vermelhas são praticamente eternas, nenhuma anã vermelha conhecida morreu ainda.
Adjacentes à sequência principal estão as estrelas que, devido à sua evolução, mudaram para outras linhas. Desta forma, acima estão as estrelas gigantes e supergigantes, e abaixo as anãs brancas..
O que chega até nós de estrelas distantes é sua luz, e de sua análise obtemos uma grande quantidade de informações sobre a natureza da estrela. Na parte inferior do diagrama H-R está uma série de letras que denotam os tipos espectrais mais comuns:
O B A F G K M
As estrelas com temperatura mais alta são O e as mais frias são da classe M. Por sua vez, cada uma dessas categorias é dividida em dez subtipos diferentes, diferenciando-os por um número de 0 a 9. Por exemplo, F5, uma estrela intermediária entre F0 e G0.
A classificação de Morgan Keenan adiciona a luminosidade da estrela ao tipo espectral, com algarismos romanos de I a V. Desta forma, nosso Sol é uma estrela do tipo G2V. Deve-se notar que dada a grande variabilidade das estrelas, existem outras classificações para elas..
Cada classe espectral possui uma cor aparente, de acordo com o diagrama H-R da figura. É a cor aproximada que um observador veria sem instrumentos ou no máximo binóculos, em uma noite muito escura e clara..
Aqui está uma breve descrição de suas características de acordo com os tipos espectrais clássicos:
Eles são estrelas azuis com tons de violeta. Eles se encontram no canto superior esquerdo do diagrama H-R, ou seja, são grandes e brilhantes, assim como altas temperaturas de superfície, entre 40.000 e 20.000 K.
Exemplos desse tipo de estrela são Alnitak A, do cinturão de constelações de Orion, visível durante as noites de inverno do norte, e Sigma-Orionis na mesma constelação..
São estrelas azuis com temperaturas de superfície entre 20.000 e 10.000 K. Uma estrela desse tipo, facilmente visível a olho nu, é a gigante Rigel, que faz parte de um sistema estelar na constelação de Orion..
Eles são fáceis de ver a olho nu. Sua cor é branco-azulada, com temperaturas de superfície entre 10.000 -7.000 K. Sirius A, uma estrela binária na constelação de Canis Major, é uma estrela do tipo A, assim como Deneb, a estrela mais brilhante do Cisne..
Parecem brancas com tendência para o amarelo, a temperatura da superfície é ainda mais baixa do que as do tipo anterior: entre 7000 e 6000 K. A estrela polar Polaris, da constelação da Ursa Menor pertence a esta categoria, assim como Canopus, a estrela mais brilhante de a constelação Carina, visível ao sul do hemisfério norte, durante o inverno do norte.
Eles são amarelos e suas temperaturas estão entre 6.000 e 4.800 K. Nosso Sol se enquadra nesta categoria..
Sua cor é amarelo-laranja, devido à sua faixa de temperatura mais baixa: 4800 - 3100 K (K0 gigante). Aldebaran em Taurus, visível durante o inverno do hemisfério norte, e Albireo de Cisne, são bons exemplos de estrelas do tipo K..
São as estrelas mais frias de todas, apresentando uma coloração vermelha ou laranja-avermelhada. A temperatura da superfície está entre 3400 e 2000 K. Anãs vermelhas e também gigantes vermelhas e supergigantes se enquadram nesta categoria, como Proxima centauri (anã vermelha) e Betelgeuse (gigante vermelha) da constelação de Orion..
Em princípio, não é fácil descobrir a estrutura interna de uma estrela, já que a maioria delas são objetos muito distantes..
Graças ao estudo do Sol, a estrela mais próxima, sabemos que a maioria das estrelas são constituídas por camadas gasosas com simetria esférica, no centro da qual existe um testemunho onde a fusão ocorre. Isso ocupa mais ou menos 15% do volume total da estrela.
Ao redor do núcleo existe uma camada como um manto ou envelope e finalmente há o atmosfera da estrela, cuja superfície é considerada seu limite externo. A natureza dessas camadas muda com o tempo e a evolução seguida pela estrela.
Em alguns casos, em um ponto em que o hidrogênio, seu principal combustível nuclear, se esgota, a estrela incha e depois expele suas camadas mais externas para o espaço, formando o que é conhecido como uma nebulosa planetária, no centro da qual permanece o núcleo nu., doravante conhecida como anã branca.
É precisamente no envelope da estrela, onde ocorre o transporte de energia do núcleo para as camadas externas..
Na seção dedicada aos tipos espectrais, os tipos de estrelas atualmente conhecidos foram mencionados de maneira muito geral. Isso em termos das características descobertas através da análise de sua luz.
Mas ao longo de sua evolução, a maioria das estrelas se move na sequência principal e também a deixa, localizando-se em outros ramos. Apenas estrelas anãs vermelhas permanecem na sequência principal durante toda a vida.
Existem outros tipos de estrelas que são mencionados com frequência, que descrevemos brevemente:
É um termo usado para descrever tipos muito diferentes de estrelas, que por outro lado têm seu pequeno tamanho em comum. Algumas estrelas são formadas com uma massa muito baixa, mas outras que nasceram com uma massa muito maior, em vez disso, tornam-se anãs durante sua vida..
Na verdade, as estrelas anãs são o tipo de estrela mais abundante no universo, portanto, vale a pena nos determos um pouco em suas características:
Eles são protoestrelas cuja massa não foi suficiente para iniciar o reator nuclear que impulsiona uma estrela na sequência principal. Eles podem ser considerados a meio caminho entre um planeta gasoso gigante como Júpiter e uma estrela anã vermelha..
Como não possuem uma fonte de energia estável, eles estão destinados a esfriar lentamente. Um exemplo de anã marrom é Luhman 16 na constelação de Vela. Mas isso não impede que os planetas os orbitem, já que até agora vários foram descobertos.
Sua massa é pequena, menor que a do Sol, mas sua vida passa na seqüência principal porque gastam seu combustível com cuidado. Por isso também são mais frios, mas são o tipo de estrela mais abundante e também o mais longo de todos..
É o resto de uma estrela que saiu da sequência principal quando o combustível em seu núcleo acabou, inchando até se tornar uma gigante vermelha. Depois disso, a estrela perde suas camadas externas, reduzindo seu tamanho e deixando apenas o núcleo, que é a anã branca..
O estágio da anã branca é apenas uma fase na evolução de todas as estrelas que não são anãs vermelhas nem gigantes azuis. Estas últimas, sendo tão massivas, tendem a terminar sua vida em explosões colossais chamadas de nova ou supernova.
A estrela IK Pegasi é um exemplo de anã branca, um destino que pode aguardar nosso Sol muitos milhões de anos a partir de agora..
São estrelas hipotéticas, ou seja, sua existência ainda não foi comprovada. Mas acredita-se que as anãs vermelhas eventualmente se transformam em anãs azuis quando ficam sem combustível..
Elas são antigas anãs brancas que esfriaram completamente e não emitem mais luz..
Este é às vezes o nome dado a estrelas com massa comparável ou menor que a do Sol, mas maior em tamanho e temperatura do que as anãs vermelhas..
Este é o último estágio na vida de uma estrela supergigante, quando ela já esgotou seu combustível nuclear e sofre uma explosão de supernova. Devido à explosão, o núcleo da estrela restante torna-se incrivelmente compacto, a ponto de os elétrons e prótons se fundirem para se tornarem nêutrons..
Uma estrela de nêutrons é tão densa que pode conter até duas vezes a massa solar em uma esfera de cerca de 10 km de diâmetro. Uma vez que seu raio diminuiu muito, a conservação do momento angular requer uma maior velocidade de rotação.
Devido ao seu tamanho, são detectados pela intensa radiação que emitem na forma de um feixe que gira rapidamente próximo à estrela, formando o que é conhecido como um Aperte.
Embora as estrelas tenham características em comum, como acontece com os seres vivos, a variabilidade é enorme. Como se viu, existem estrelas gigantes e supergigantes, anãs, nêutrons, variáveis, de grande massa, de enorme tamanho, cada vez mais perto e mais distantes:
-A estrela mais brilhante no céu noturno é Sirius, na constelação de Canis Major.
-Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sol.
-Ser a estrela mais brilhante não significa ser a mais brilhante, porque a distância conta muito. A estrela mais luminosa conhecida é também a mais massiva: R136a1 pertencente à Grande Nuvem de Magalhães.
-A massa do R136a1 é 265 vezes a massa do Sol.
-A estrela com a maior massa nem sempre é a maior. A maior estrela até hoje é UY Scuti na constelação do Escudo. Seu raio é aproximadamente 1.708 vezes maior que o raio do Sol (o raio do Sol é 6,96 x 10 8 metros).
-A estrela mais rápida até agora tinha sido a US 708, que se move a 1200 km / s, mas recentemente foi descoberta outra estrela que a supera: a S5-HVS1 da constelação Crane, com velocidade de 1700 km / s. Acredita-se que o culpado seja o buraco negro supermassivo de Sagitário A, no centro da Via Láctea..
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