O QUE É UMA ESTRELA (Universo)

Estrela

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O aglomerado estelar de Plêiades M45 é um dos agrupamentos de estrelas jovens mais conhecidos.

 Nota: Se procura outros significados para "Estrela", veja Estrela (desambiguação).

Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma. Como uma estrela possui sempre muita massa, sua gravidade a comprime, criando enormes pressões (e consequentemente muito calor) no seu interior, o que produz a fusão nuclear. A fusão nuclear gera a energia que mantém a expansão necessária para equilibrar sua compressão gravitacional. Assim, as estrelas estão sempre se contraindo pela gravidade e se expandindo pelas reações nucleares ao mesmo tempo, criando um equilíbrio. A energia gerada é emitida no espaço sob a forma de radiação electromagnética (da qual uma pequena parte é a luz visível), vento estelar, neutrinos e outras formas de radiação. A estrela mais próxima da Terra — depois do Sol, a principal responsável por sua iluminação — é Próxima Centauri, que fica a 40 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz.

A energia emitida por uma estrela está associada a sua pressão e temperatura interna, que possibilita um ambiente adequado à fusão nuclear, que produz muita energia, unindo os núcleos de átomos mais leves para formar átomos mais pesados, esse processo ocorre principalmente na fusão do HidrogênioHélio. Tanto mais massa a estrela possui, mais capacidade ela tem de gerar átomos mais pesados pela fusão nuclear, porém, alguns átomos muito pesados não podem ser criados nas estrelas, sendo necessário outros processos aonde haja maiores temperaturas (como explosões de Supernovas). Uma estrela tem de ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que a pressão interior seja suficiente para ocorrerem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou anã marrom) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas, como gigantes gasosos. O limite superior de massa possível para uma estrela depende do limite de Eddington. para gerar

A maior fração dos elementos mais pesados que o hidrogênio ou hélio no universo como o ferro, níquel ou outros metais foram gerados a partir da fusão termonuclear nos núcleos estelares. Elementos cada vez mais pesados gerados nos núcleos com a escassez de elementos leves possuem menor eficiência energética a partir de sua fusão — um ciclo de transições de elementos que eventualmente leva à morte da estrela. Uma estrela em seu fim pode ter diversos destinos dependendo de suas características, como dar origem a uma gigantesca explosão, as supernovas, nesta explosão ocorrem reacções nucleares e ocorre a formação dos elementos com número atómico superior ao do ferro, entrar em colapso podendo dar origem a uma Estrela de nêutrons, um Buraco Negro ou uma anã branca.

As estrelas menores que o Sol têm menor temperatura e seu brilho é alaranjado ou avermelhado. Assim como o Sol têm temperatura média e o seu brilho é amarelado. E as maiores têm maior temperatura e um brilho branco-azulado.

As estrelas visíveis aparecem como pontos brilhantes e cintilantes (por causa de distorção óptica causada pela atmosfera) no céu noturno, à exceção do Solestrela nem sempre reflete o verdadeiro objeto astronômico: todos os pontos cintilantes no céu são frequentemente chamados de estrelas, apesar de poderem ser planetas visíveis, meteorosestrelas cadentes), galáxias, nebulosas, cometas ou até mesmo um sistema binário formado por duas estrelas, como é o caso de Alpha Crux, que constitui a extremidade mais brilhante do Cruzeiro do Sul (ou Crux). que devido a sua proximidade é visto como um disco e é o responsável pela luz do dia. O uso comum da palavra (

Índice [esconder] 1 Generalidades 1.1 Descrição 2 Radiação Emitida 3 Classificação das estrelas 4 Formação e evolução 5 Os nomes das estrelas 6 Caminhos de reações nucleares de fusão 7 Referências 8 Ver também

[editar] Generalidades

A energia que se dissipa no espaço das estrelas está em forma de radiação eletromagnética, neutrinos e vento solar; e nos permitem observar a aparência das estrelas no céu noturno como pontos luminosos e, na grande maioria dos casos, brilhantes. Devido a grande distância que podem percorrer as radiações estelares que chegam fracas ao nosso planeta, sendo suscetíveis, na grande maioria dos casos, às distorções ópticas que produzem as turbulências e as diferenças de densidade da atmosfera terrestre (seeing). O Sol, ao estar tão próximo, se observa não como um ponto e sim como um disco luminoso cuja presença ou ausência no céu terrestre provoca o dia ou a noite respectivamente.

[editar] Descrição

São objetos de massas enormes compreendidas entre 0,08^[1] e 120-200^[2]_sol). Os objetos de massa inferior se chamam anãs marrons ou castanhas enquanto que as estrelas de massa superior parecem não existir devido ao limite de Eddington. Sua luminosidade também tem uma categoria muito ampla indo desde a décima milésima à três milhões de vezes a luminosidade do Sol. O raio, a temperatura e a luminosidade de uma estrela podem-se relacionar mediante sua aproximação ao corpo negro com a seguinte equação: massas solares (M

Onde L é a luminosidade, σ a Lei de Stefan-Boltzmann, R o raio e T_e a temperatura efetiva. gl€auci€a

[editar] Radiação Emitida

A energia produzida nas estrelas, como um subproduto da fusão nuclear, irradia no espaço tanto ma forma de radiação eletromagnética quanto de radiação de partículas. A Radiação de partículas emitida por uma estrela é manifestada na forma de vento estelar. ^[3] (que existe como um fluxo constante de partículas livres e carregadas, como prótons, partículas alfa, e partículas beta, emanados dos níveis externos da estrela, também um fluxo constante de neutrinos, emanados do núcleo da estrela. A produção de energia por fusão nuclear no núcleo é a razão pela qual as estrelas brilham tanto: a cada fusão nuclear (que ocorre constantemente), raios gama (fótons com altos níveis energéticos) são liberados. Conforme avança para os níveis externos da estrela, essa energia é convertida em outras formas de radiação eletromagnética, incluindo a luz visível. A cor de uma estrela, como determinada pelo pico de frequência da luz visível, depende da temperatura dos níveis externos da estrela, incluindo sua fotosfera^[4]. Além da luz visível, as estrelas emitem muitas outras formas de radiação eletromagnética invisíveis ao olho humano, o que torna a observação desses corpos muito eficiente com a aparelhagem para detecção dessas radiações. De fato, a radiação eletromagnética estelar abrange todo o espectro eletromagnético, dos maiores comprimentos de ondas como ondas de rádio aos menores como raios gama.

[editar] Classificação das estrelas

Ver artigo principal: Classificação estelar

As estrelas diferem na sua massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente, que varia com a sua distância ao ponto de observação). Ao longo da vida de uma estrela, a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.

Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":

• anã castanha (ou anã marrom): um objeto sub-estelar em que não tem lugar a fusão de hidrogénio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.
• anã branca: resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois que ela ejeta as suas camadas exteriores.
• Gigante Vermelha: é quando a estrela está em sua última fase de vida, após converter quase todo Hidrogênio em seu interior em Hélio, sua gravidade aumenta, assim também sua temperatura e começa uma nova fase fusão nuclear de átomos mais pesados.
• estrela de nêutrons: o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objecto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro. É capaz de criar uma grande curva na luz que transita perto, porém não a retém completamente. Se continuar absorvendo matéria, pode evoluir para um buraco negro.
• buraco negro: objecto cuja gravidade é tão intensa que nem a luz lhe consegue escapar, e que pode ser formado a partir de explosões de estrelas supermassivas, que colapsam num buraco negro.

Existem diferentes classificações de estrelas. Numa classificação comum, as estrelas vão do tipo O que são muito grandes e brilhantes, até M que são de tamanho apenas suficiente para iniciar a ignição das reações termonucleareshidrogênio. As estrelas mais comuns de nossa galáxia são classificadas de acordo com as classes O, B, A, F, G, K, M, estabelecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classificação desenvolvidos no Harvard College observatory (Observatório da Faculdade de Harvard). Posteriormente, Cecilia Payne mostrou que essa seqüência classificatória corresponde a uma sequencia de temperatura superficial estelar, onde as estrelas O são mais quentes do que as B, as quais são mais quentes do que as A, e assim por diante. com o

As classes estelares R, N e S foram introduzidas por Morgan e Keenan, para a classificação de estrelas carbonadas. Sua definição nunca foi muito clara e seu uso não se difundiu entre os profissionais. Posteriormente, as classes R e N foram reagrupadas na classe C.

Além dessas, reconhecem-se atualmente mais três classes estelares: W, L, T. As estrelas W, também chamadas de Wolf-Rayet, são estrelas muito massivas, mais quentes do que as estrelas O. As classes L e T, por sua vez, correspondem ao extremo de baixa temperatura superficial. Estrelas de classe T são, na realidade, consideradas anãs marrons.

Cada classe tem 9 subclassificações numéricas (0-9). Nosso Sol é uma estrela de classe G, subclassificação 2: notado dessa forma como G2.

No diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como sequência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectralhidrogênio em seu núcleo. das estrelas que queimam

O Sol é tomado com uma estrela padrão nesse sistema (Luminosidade = 1) não porque seja especial em algum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos, e a maior parte das características de outras estrelas é geralmente dada em unidades solares.

Por exemplo, a massa do Sol é

M_Sol = 1.9891 × 10³⁰ kg

e as massas de outras estrelas são dadas em termos de massa solar, M_Sol.

[editar] Formação e evolução

Ver artigo principal: Evolução estelar

Ciclo de Vida das Estrelas

Estrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regiões de matéria de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa câmara de vácuo na Terra), e se formam por instabilidade gravitacional nestas nuvens, causada por ondas de choque de uma supernova (estrelas de grande massa que iluminam com muita intensidade as nuvens que as formam). Um exemplo dessa reflexão é a Nebulosa de Órion.

Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusão nuclear do hidrogêniohélio em reações de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. para produzir

Pequenas estrelas (chamadas de anãs vermelhas) queimam seu combustível lentamente e costumam durar dezenas a centenas de bilhões de anos. No fim de suas vidas, elas simplesmente vão apagando até se tornarem anãs negras.

Conforme a maioria das estrelas esgota a sua reserva de hidrogênio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma gigante vermelha (em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol já for uma gigante vermelha, ele terá engolido Mercúrio e Vênus).

Eventualmente, o núcleo será comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio. Então a camada de hélio se aquece e expande, para em seguida esfriar e se contrair. A reação expulsa a matéria da área externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária. O núcleo exposto irradia fótons ultravioleta que ionizam a camada ejetada, fazendo-a brilhar.

Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo queimar até mesmo ferro. O núcleo remanescente será uma anã branca, formada de matéria degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusão, mantida apenas pela pressão de degenerescência. Essa mesma estrela vai se esvair em uma anã negra, numa escala de tempo extremamente longa.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o colapso gravitacional faça a estrela explodir em uma supernova. Esse é o único processo cósmico que acontece em escalas de tempo humanas. Historicamente, supernovas têm sido observadas como "novas estrelas" onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria numa estrela é expelida na explosão (formando uma nebulosa como a Nebulosa do Caranguejo) mas o que sobra vai entrar em colapso e formar uma estrela de nêutrons (um pulsar ou emissor de raios X) ou, no caso das estrelas maiores, um buraco negro).

A camada externa expelida inclui elementos pesados, que são comumente convertidos em novas estrelas e/ou planetas. O fluxo da supernova e o vento solar de grandes estrelas é muito importante na formação do meio interestelar.

[editar] Os nomes das estrelas

Ver artigo principal: Lista de nomes tradicionais de estrelas

Existem diversos sistemas de denominação estelar. Os mais antigos partem das constelações, denominando as estrelas componentes com uma letra grega em ordem alfabética, aproximadamente em ordem de luminosidade aparente na constelação; esta é seguida pelo nome da constelação, tradicionalmente em latim: como Centaurus (Centauro), com a estrela Alpha Centauri (α cen), a estrela mais brilhante de Centaurus. Devido à numerosidade de estrelas, grandes catálogos estelares que surgiram passaram a nominá-las numericamente, adicionando-se-lhe o prefixo que denota o catálogo seguido pelo número da estrela (ex. HIP 87937). Outros sistemas surgiram ao nominá-las de acordo com sua posição no céu (como ascensão reta/declinação), a partir de grandes varreduras computadorizadas que catalogam objetos (ex.: SDSSp J153259.96-003944.1, donde SDSS, Sloan Digital Sky Survey, é o nome da varredura digitalizada e o restante suas coordenadas celestes). O órgão responsável por denominar estrelas reconhecido pela comunidade científica é o International Astronomical Union. Um número de companhias privadas tenta vender nomes para as estrelas; esses nomes, entretanto, não são reconhecidos pela comunidade científica, nem usados por ela. Essas organizações são vistas como fraudulentas, que se aproveitam da ignorância das pessoas sobre a maneira com que uma estrela é denominada.

[editar] Caminhos de reações nucleares de fusão

Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, dependendo de sua massa e composição (ver nucleossíntese estelar).

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de hidrogênio e cerca de 25% hélio, e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 10⁷ K de temperatura, núcleos de hidrogênio se fundem para formar hélio numa cadeia próton-próton:

2(¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e) (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2(¹H + ²H → ³He + γ) (5,5 MeV)

³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,9 MeV)

Essas cadeias de reações resultam na reação líquida:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26,7 MeV)

em que 4 prótons se fundem para formar um núcleo de hélio emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.

Em estrelas cujos núcleo têm temperaturas de 10⁸ K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono num processo chamado Processo triplo-alfa:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 MeV

Essas reações podem ser resumidas na reação líquida:

3⁴He → ¹²C + γ + 7,2 MeV

 

FONTE: Wikipédia, a Enciclopédia Livre.