explicado um pouco sobre as estrelas

1. Estrelas

2. O quesãoestrelas?

3.  Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma,
mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma
estrela pode conter também uma proporção de matéria
degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, 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 foram agrupadas
em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes
ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas
foram compostos pelos astrônomos, o que permite a
existência de designações padronizadas.

4.  Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido
à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que
atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase
todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que
o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese
estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova
quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar
a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de
uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no
espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da
sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela
são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro,
rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de
muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama
de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e
o estado evolucionário de uma estrela.

5.  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.[1] O restante do interior da estrela
transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de
processos radiantes e 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 Sol[2] se expandem para
se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos
fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em
torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma
degenerada, reciclando parte do material para o ambiente
interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com
uma maior proporção de elementos pesados.[3]

6.  Sistemas binários e multiestelares consistem de duas
ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas,
movendo-se umas em torno das outras
em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas 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 aglomerado ou uma galáxia.

7. Formação e evolução

8.  Formação e evolução[editar | editar código-fonte]
 Região de formação estelar em NGC 3324, onde grandes estrelas
massivas fazem os gases ao seu redor brilhar.
 As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior
densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja
ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo
terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e
consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-
28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais
pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é
a nebulosa de Órion.[47] À medida em que grandes estrelas são
formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam
poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio,
criando uma região HII.[48]

9.  A formação de uma estrela começa com uma
instabilidade gravitacional dentro da nuvem
molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de
choque provenientes de supernovas (grandes
explosões estelares) ou da colisão de
duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando
uma região atinge uma densidade de matéria
suficiente para satisfazer os critérios para
a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a
sua própria força gravitacional.[49]

10.  Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás
formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a
densidade aumenta, a energia potencial gravitacional é convertida em calor e a
temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente
a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no
núcleo.[50]Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela
ainda não atingiu a sequência principal) são freqüentemente cercadas por
um disco protoplanetário. A protoestrela continua a se contrair e sua
temperatura interna aumentar, até que os gases em seu interior se tornam
ionizados, uma mistura de núcleos atômicos positivos e elétrons. Quando a
temperatura aumenta o suficiente em seu centro, inicia-se a fusão nuclear, que
gera energia, contrapondo-se à contração gravitacional, tornando-se uma
estrela da sequência principal. O tempo necessário desde o início do colapso da
nuvem gravitacional até a entrada na sequência principal depende da massa da
estrela. Estima-se que o Sol levou trinta milhões de anos, enquanto estrelas
com quinze massas solares levam somente 160 000 anos, mais rápida devido a
sua maior força gravitacional.[51]

11. Concepção artística
do nascimento de
uma estrela no
interior de uma
densa nuvem
molecular. Imagem
NASA

12.  Estrelas novas com menos de duas massas solares são
chamadas estrelas T Tauri, enquanto 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 da estrela colapsante e resultar em pequenas
manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de
Herbig-Haro.[52] [53] Esses jatos, combinados com a
radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a
expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi
formada.[54]

13.  Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem
molecular pode dar origem de dezenas a milhares de
estrelas massivas, dependendo de seu tamanho.
Entretanto, a radiação emitida pelas estrelas recém-
formadas acaba por expulsar os gases remanescentes
ao seu redor, limpando suas redondezas.
Remanescentes de nuvens densas, entretanto, são
capazes de resistir por mais tempo, conforme
observado nos "Pilares da Criação" na Nebulosa da
Águia.[55]

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

15.  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 na seqüência principal e elas são chamadas
estrelas anãs. Iniciando a seqüência principal no estágio
zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce
continuamente. Como conseqüência, de modo a manter a
taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta
vagarosamente sua temperatura e luminosidade.[56] Estima-
se que a luminosidade do Sol, por exemplo, tenha
aumentado em 30% e sua temperatura superficial em 300K
desde que entrou na seqüência principal, há 4,6 bilhões de
anos.[57]

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

17.  A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos.
Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de
anos – a idade observada do universo. Em 2007, a estrela mais
antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2
bilhões de anos.[82] [83] Observações da polarização da radiação
cósmica de fundo em micro-ondas, em 2015, revelam que a
"Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o
Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se
pensava anteriormente.[84] Quanto maior a massa de uma estrela,
menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas
grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que
elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores
duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas
de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível
muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de
anos.[85] [86]

18.  Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se
compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de
hélio,[87] em massa, com uma pequena fração de elementos
mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos
pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera
estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de
absorção são relativamente fáceis de medir. Como as
nuvens moleculares em que as estrelas se formam são
continuamente enriquecidas por elementos mais pesados
provenientes de explosões de supernovas, a medição da
composição química de uma estrela pode ser usada para
inferir a sua idade.[88] A proporção de elementos mais
pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de
uma estrela possuir um sistema planetário.[89]

19.  A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã
HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do
Sol.[90] Em contraste, a estrela super-rica em metal µ
Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol,
enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas,
tem quase o triplo de ferro.[91] Também
existem estrelas quimicamente peculiares, que
mostram abundâncias pouco usuais de certos
elementos em seu espectro,
especialmente cromo e terras-raras.[92]

20.  evido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com
exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos
brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito
da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma
estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser
visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o
Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus,
com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de
arco.[93] Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro
angular muito pequeno para serem observados com os
atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto
telescópios por interferometriasão requeridos para
produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a
medição do tamanho angular de estrelas é através da
ocultação.

21.  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.[94] As estrelas variam em
tamanho desde as estrelas de nêutrons, que têm entre
20 e 40 km de diâmetro,
até supergigantes como Betelgeuse, na constelação de
Orion, que tem um diâmetro aproximadamente 650
vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de
quilômetros. Entretanto, Betelgeuse tem
uma densidade muito menor do que a do Sol.[95]

22. As estrelas variam
bastante em
tamanho. Em cada
imagem da
seqüência, 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.

23.  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.[115] Ela é normalmente
indicada pela temperatura efetiva, que é a temperatura de
um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma
luminosidade por unidade de área da superfície da estrela.
Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é apenas
um valor representativo, uma vez que as estrelas, na
realidade, apresentam um gradiente de temperatura que
diminui com o aumento da distância para o núcleo.[116] A
temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários
milhões de kelvin.[117]

24.  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.[118]

25.  O interior de uma estrela estável está em estado
de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno
volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção
ao centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força
se deve ao gradiente de pressão dentro 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 ordem
de 107 K. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo
que queima hidrogênio são suficientes para que ocorra
a fusão nuclear e para que seja produzida energia suficiente
para impedir o colapso da estrela.[138] [139]

26.  À medida que os núcleos atômicos são fundidos no
núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama.
Esses fótons interagem com o plasma circundante,
acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas
na sequência principal convertem hidrogênio em
hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a
proporção de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de
hélio se torna predominante e a produção de energia
cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa
solar, entretanto, a fusão ocorre numa camada que se
expande lentamente em torno do
núcleo degenerado de hélio.[140]

27.  Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma
estrela estável mantém um balanço de energia
de 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 interior.

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

29.  A zona de radiação é a região no interior da estrela
onde a transferência por radiação é suficientemente
eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região
o plasma não é perturbado e não existe nenhum
movimento de massa. Se isto não acontece, o plasma se
torna instável e ocorre convecção, formando uma zona
de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em
regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais
como as proximidades do núcleo ou em regiões com
alta opacidade, como no envoltório externo.[139]

30.  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.[141] 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.[139]

31. Obrigado!