Estrela

em Entretenimento


 

estrelaEstrela é uma Bola, Massive luminosa de plasma mantidas juntas pela Gravidade . No final da Vida útil do ITS, uma estrela pode ser também contendo um Proporção de Matéria degenerada . A estrela mais próxima da Terra é o dom , que é o mais novo da fonte de energia na Terra. Outras Estrelas são visíveis da Terra Durante a Noite, o seu mais comumente aparecem como pontos luminosos fixos de uma multidão, quando não está ofuscado pelo Sol ou bloqueado por fenômenos atmosféricos. Historicamente, a mais nova estrelas de destaque na Esfera Celeste Were nossa equipe junto em constelações e astros e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas montado por astrônomos paraben, que fornecem padronizados designações estrela .
Para pelo menos uma parte de sua vida, uma estrela brilha devido à fusão termonuclear do hidrogênio em seu núcleo de energia liberando interior que atravessa a estrela e, em seguida, irradia para o espaço sideral . Quase todos os elementos que ocorrem naturalmente mais pesado do que o hélio foram criados por estrelas, seja através de nucleossíntese estelar durante suas vidas ou por nucleossíntese supernova quando as estrelas explodem. astrônomos podem determinar a massa , idade, composição Química e muitas outras propriedades de uma estrela, observando o seu espectro , luminosidade e movimento através do espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante na sua evolução e destino final. Outras características de uma estrela é determinada pela sua História evolutiva, incluindo o diâmetro, a rotação, movimento e Temperatura. Um gráfico da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como um diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R diagrama), permite que a idade e Estado evolutivo de uma estrela a ser determinado.
A estrela começa como uma nuvem em colapso de material composto principalmente de hidrogênio, junto com hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar é suficientemente densa, algumas das hidrogênio é constantemente convertido em hélio através do processo de fusão nuclear. [ 1 ] O resto do interior da estrela carrega energia longe do núcleo através de uma combinação de radiação e convecção processos. Pressão interna da estrela impede que ele entre em colapso ainda mais sob sua própria gravidade. Uma vez que o hidrogênio combustível no núcleo é esgotado, as estrelas com pelo menos 0,4 vezes a massa do Sol [ 2 ] expandir-se para se tornar uma gigante vermelha , em alguns casos mais pesado fundindo elementos no núcleo ou em conchas ao redor do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, a Reciclagem de uma porção da matéria no meio interestelar, onde irá formar uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados. [ 3 ]
Binário de sistemas e multi-estrela consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, e geralmente se movem em torno de si no estáveis ​​órbitas . Quando duas estrelas como ter uma órbita relativamente perto, a sua interação gravitacional pode ter um impacto significativo na sua evolução. [ 4 ] Estrelas podem formar parte de uma grande estrutura muito gravitacionalmente ligadas, como um Grupo ou uma galáxia .
História de observação
 
 
 
Pessoas viram padrões nas estrelas desde os tempos antigos. [ 5 ] Esta descrição 1690 da constelação de Leo , o Leão, é por Johannes Hevelius . [ 6 ]
Historicamente, as estrelas têm sido importantes para as civilizações em todo o Mundo. Eles têm sido parte de religiosos e as práticas utilizadas para a navegação celestial e orientação. Muitos astrônomos antigos acreditavam que as estrelas estavam permanentemente afixada a uma esfera celeste , e que eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos estrelas agrupadas em constelações e os usou para rastrear os movimentos dos planetas ea posição inferida do sol. [ 5 ] O movimento do Sol em relação às estrelas de fundo (e no horizonte) foi usado para criar calendários , que poderia ser usado para regular as práticas agrícolas. [ 7 ] O calendário gregoriano , usado atualmente em quase todo o mundo, é um calendário solar com base no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação à sua estrela local, o dom
Os mais antigos datados com precisão Mapa de estrelas apareceram na antiga Astronomia egípcia em 1534 aC. [ 8 ] O primeiros catálogos de estrelas conhecidas foram compiladas pelos antigos astrônomos babilônios da Mesopotâmia no final dos anos segundo milênio aC, durante o Período Kassite ( ca. 1531-1155 aC ). [ 9 ]
O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristillus em cerca de 300 aC, com a ajuda de Timocharis . [ 10 ] A estrela catálogo de Hiparco (Século 2 aC) incluiu 1.020 estrelas e foi usado para montar Ptolomeu 's catálogo de estrelas. [ 11 ] é conhecido por Hiparco a descoberta do primeiro gravou nova (novo estrela). [ 12 ] Muitas das constelações e nomes de estrelas em uso hoje derivam da astronomia grega.
Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas poderia aparecer. [ 13 ] Em 185 dC, eles foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova , agora conhecido como o SN 185 . [ 14 ] A evento estelar mais brilhante na história foi a SN 1006 supernova, o que foi observado em 1006 e escrito sobre pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e vários astrônomos chineses. [ 15 ] A SN 1054 supernova, que deu origem à Nebulosa do Caranguejo , também foi observada por astrônomos chineses e islâmicos. [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]
Medieval astrônomos islâmicos deram nomes árabes para muitas estrelas que ainda são utilizados hoje, e eles inventaram inúmeros instrumentos astronômicos que poderiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram o primeiro grande observatório institutos de pesquisa, principalmente com a finalidade de produzir Zij catálogos de estrelas. [ 19 ] Entre estes, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo persa astrônomo Abd al-Rahman al-Sufi , que descobriu uma número de estrelas, aglomerados de estrelas (incluindo o Velorum Omicron e Clusters Brocchi é ) e galáxias (incluindo a Galáxia de Andrômeda ). [ 20 ] No século 11, o persa polímata erudito Abu Rayhan Biruni descreveu a Via Láctea galáxia como uma multidão de fragmentos com as propriedades de nebulosas estrelas, e também deu a latitudes de várias estrelas durante um Eclipse lunar em 1019. [ 21 ]
O andaluz astrônomo Ibn Bajjah propôs que a Via Láctea era composta de muitas estrelas que quase tocavam umas nas outras e parecia ser uma imagem contínua, devido ao efeito de refração do material sublunar, citando a sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 AD) como evidência. [ 22 ]
Primeiros europeus astrônomos, como Tycho Brahe identificou novas estrelas no céu noturno (mais Tarde denominado novae ), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584 Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram como o Sol, e pode ter outros planetas , possivelmente, até mesmo como a Terra, em órbita ao seu redor, [ 23 ] uma idéia que havia sido sugerido anteriormente pelos antigos filósofos gregos , Demócrito e Epicuro , [ 24 ] e pelo medieval islâmico cosmólogos [ 25 ] , como Fakhr al-Din al-Razi . [ 26 ] Por volta do século seguinte, a idéia das estrelas sendo o mesmo que o Sol era chegar a um consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerceu atração gravitacional resultante sobre o Sistema Solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas foram igualmente distribuídos em todas as direções, uma idéia solicitado pelo teólogo Richard Bentley . [ 27 ]
O astrônomo italiano Geminiano Montanari registraram variações observar na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de perto estrelas "fixas", demonstrando que eles tinham mudado de posição a partir do momento do antigo grego astrônomos Ptolomeu e Hiparco . A primeira medição direta da distância de uma estrela ( 61 Cygni em 11,4 anos-Luz ) foi feita em 1838 por Friedrich Bessel com o parallax técnica. Medições de paralaxe demonstrou a grande separação das estrelas no céu. [ 23 ]
William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentativa de determinar a distribuição de estrelas no céu. Durante a década de 1780, ele realizou uma série de indicadores em 600 direções, e contaram as estrelas observadas ao longo de cada linha de visão. A partir disso ele deduziu que o número de estrelas aumentou de forma constante em direção a um lado do céu, na direção da Via Láctea núcleo . Seu Filho John Herschel repetiu esse estudo no hemisfério Sul e encontrou um aumento correspondente na mesma direção. [ 28 ] Além de suas outras realizações, William Herschel também é conhecida por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas ficam ao longo da mesma linha de visão, mas também são companheiros físicos que formam estrela binária sistemas.
A Ciência da espectroscopia estelar foi iniciada por Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi . Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius do Sol, encontraram diferenças na intensidade e número de suas linhas de absorção , as linhas escuras em espectros estelares devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais . [ 29 ] No entanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvido por Annie J. Cannon durante a década de 1900.
Observação de estrelas duplas vindo a ganhar importância durante o século 19. Em 1834, Friedrich Bessel observadas mudanças no movimento próprio da estrela Sirius, e inferir um companheiro escondido. Edward Pickering descobriu o primeiro binária espectroscópica em 1899, quando ele observou a divisão periódica das linhas espectrais da estrela Mizar em um período de 104 dias . Observações detalhadas de muitos sistemas estelares binários foram coletados por astrônomos como o William Struve e Burnham SW , permitindo que as massas de estrelas para ser determinadas a partir de cálculo dos elementos orbitais . A primeira solução para o problema de obter uma órbita de estrelas binárias a partir de observações do telescópio foi feita por Felix Savary em 1827. [ 30 ]
O século XX viu avanços cada vez mais rápida no estudo científico das estrelas. A Fotografia tornou-se uma valiosa ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma estrela, e, portanto, sua temperatura, pode ser determinada pela comparação da magnitude visual contra a magnitude fotográfica . O desenvolvimento da fotoelétrico fotômetro permitiu medições muito precisas de magnitude em intervalos de comprimento de onda múltiplos. Em 1921, Albert A. Michelson fez as primeiras medições de diâmetro estelar utilizando um interferômetro no telescópio Hooker . [ 31 ]
Trabalho conceitual importante sobre a base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, o diagrama de Hertzsprung-Russell foi desenvolvido, impulsionando o estudo astrofísicos de estrelas. Modelos de sucesso foram desenvolvidos para explicar o interior de estrelas e evolução estelar. Os espectros de estrelas tiveram sucesso e foram explicados através de avanços na física quântica . Isto permitiu que a composição química da atmosfera estelar a ser determinada. [ 32 ]
Com a exceção de supernovas , estrelas individuais têm sido principalmente observada em nosso grupo local de galáxias , [ 33 ] e, especialmente, na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelo detalhado catálogos de estrelas disponíveis para a nossa galáxia). [ 34 ] Mas algumas estrelas têm sido observados na galáxia M100 do aglomerado de Virgem , cerca de 100 milhões de anos luz da Terra. [ 35 ] No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas, e os telescópios atuais podem observar, em princípio, fraco estrelas individuais no locais Cluster -as estrelas mais distantes resolvidas ter até cem milhões anos-luz de distância [ 36 ] (veja cefeidas ). No entanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados de estrelas têm sido observados. A única exceção é uma imagem de um aglomerado de estrelas grandes que contêm centenas de milhares de estrelas localizado a bilhões de anos luz de distância [ 37 ] , dez vezes a distância do aglomerado de estrelas mais distantes já observados.
Designações
 
Ver artigo principal: designação Estrela , Astronomical convenções de nomenclatura , e catálogo de estrelas
O conceito da constelação era conhecida a existir durante o Babilônico período. Observadores do céu antigos imaginavam que os acordos de destaque de estrelas formado padrões, e eles associados estes com aspectos particulares da Natureza ou os seus mitos. Doze destas formações leigos ao longo da faixa da eclíptica e estes se tornaram a base da astrologia . [ 38 ] Muitas das estrelas mais proeminente individuais também receberam nomes, particularmente com o árabe ou Latino- designações.
Bem como certas constelações eo Sol em si, estrelas como um todo têm seus próprios mitos . [ 39 ] Para os gregos antigos , alguns "estrelas", conhecidos como planetas (do grego πλανήτης (planètes), que significa "andarilho"), representados vários divindades importantes, desde que os nomes dos planetas Mercúrio , Vênus , Marte , Júpiter e Saturno foram tiradas. [ 39 ] ( Urano e Netuno também foram grega e deuses romanos , mas nem Planeta era conhecida na Antiguidade por causa de sua baixa luminosidade. Suas nomes foram atribuídos pelos astrônomos mais tarde.)
Circa 1600, os nomes das constelações foram usadas para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas estelares e aplicada letras gregas como designações para as estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado na estrela de ascensão reta foi inventado e adicionado a John Flamsteed 's catálogo de estrelas em seu livro "Historia coelestis Britannica" (a edição 1712), em que este sistema de numeração passou a ser chamado de designação Flamsteed ou Flamsteed numeração . [ 40 ] [ 41 ]
Em direito espacial , a única autoridade reconhecida internacionalmente para nomear corpos celestes é a União Astronômica Internacional (IAU). [ 42 ] Um número de companhias privadas vendem nomes de estrelas, que a Biblioteca Britânica chama um regulamentada empresa comercial . [ 43 ] [ 44 ] No entanto, a IAU deveria desvincular-se desta prática comercial, e estes nomes não são reconhecidos pela IAU, nem usado por eles. [ 45 ] Uma empresa de nomenclatura tal estrela é o Registry Star International , que, durante a década de 1980, foi acusado de prática enganosa para fazer parecer que o nome atribuído era oficial . Este agora descontinuado prática ISR foi informalmente marcado um embuste e uma fraude, [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] eo New York City Department of Consumidores emitiu uma violação contra ISR para se engajar em uma prática comercial enganosa. [ 50 ] [ 51 ]
Unidades de medida
 
A maioria dos parâmetros estelares são expressos em unidades SI , por convenção, mas as unidades CGS também são usados ​​(por exemplo, expressando luminosidade em ergs por segundo). Massa, luminosidade e raios são geralmente dada em unidades solares, com base nas características do Sol:
massa solar : kg [ 52 ]
luminosidade solar : watts [ 52 ]
raio solar : m [ 53 ]
Comprimentos de grande porte, tais como o raio de uma estrela gigante ou o semi-eixo maior de um sistema estelar binário, são muitas vezes expressos em termos de unidade astronômica (UA), aproximadamente a distância média entre a Terra eo Sol (150,000,000 km ou 93 milhões de milhas).
Formação e evolução
 

Evolução de estrela

estrelaEstrelas se formam dentro das regiões de maior densidade estendida no meio interestelar , embora a densidade é ainda menor do que o interior de um terreno câmara de vácuo . Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem principalmente de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e um por cento poucos elementos mais pesados. Um exemplo de uma região de formação estelar é a Nebulosa de Orion . [ 54 ] Como estrelas massivas são formadas a partir de nuvens moleculares, eles poderosamente iluminar as nuvens. Eles também ionizar o hidrogênio, criando uma região H II .
Formação protoestrela
Ver artigo principal: A formação de estrelas
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro de uma nuvem molecular, muitas vezes desencadeada por ondas de choque de supernovas (explosões estelares maciças) ou a colisão de dois galáxias (como em uma galáxia starburst ). Uma vez que uma região atinge uma densidade suficiente da matéria para satisfazer os critérios para a instabilidade Jeans , que começa a entrar em colapso sob sua própria força gravitacional. [ 55 ]
 
 
Concepção artística do nascimento de uma estrela dentro de uma densa nuvem molecular . A imagem da NASA
Com o colapso da nuvem, conglomerados individuais de poeira densa e forma de Gás que são conhecidos como glóbulos de Bok . Como um glóbulo colapsa e aumenta a densidade, a energia gravitacional é convertida em calor ea temperatura sobe. Quando a nuvem protoestelar tem aproximadamente alcançou a condição estável de equilíbrio hidrostático , uma proto-estrela se forma no núcleo. [ 56 ] Estas estrelas pré-sequência principal são muitas vezes rodeado por um disco protoplanetário . O período de contração gravitacional tem a duração de cerca de 10-15 milhões de anos.
Estrelas precoce de menos de 2 massas solares são chamados de estrelas T Tauri , enquanto aqueles com maior massa são Herbig Ae / Be estrelas . Estas estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo de seu eixo de rotação, que pode reduzir o momento angular da estrela em colapso e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecida como objetos Herbig-Haro . [ 57 ] [ 58 ] Estes jatos, em combinação com radiação nas proximidades estrelas massivas, podem ajudar a afastar a nuvem circundante, em que a estrela foi formada. [ 59 ]
Seqüência principal
Ver artigo principal: seqüência principal
Estrelas gastam cerca de 90% de sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações de alta temperatura e alta pressão próximo ao núcleo. Tais estrelas estão a ser dito sobre a seqüência principal e são chamados de estrelas anãs. A partir de zero-idade seqüência principal, a proporção de hélio no núcleo de uma estrela vai crescer continuamente. Como conseqüência, a fim de manter a taxa exigida de fusão nuclear no núcleo, a estrela vai lentamente aumento da temperatura e luminosidade [ 60 ] , o Sol, por exemplo, estima-se que um aumento na luminosidade em cerca de 40%, uma vez que chegou à seqüência principal 4,6 bilhões de anos. [ 61 ]
Cada estrela gera um vento estelar de partículas que faz com que uma saída contínua de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a quantidade de massa perdida é insignificante. O Sol perde 10 -14 massas solares por ano, [ 62 ] , ou cerca de 0,01% de sua massa total sobre a sua vida inteira. No entanto estrelas muito maciças pode perder 10 -7 a 10 -5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução. [ 63 ] Estrelas que começam com mais de 50 massas solares pode perder mais da metade da sua massa total, enquanto eles permanecem na seqüência principal. [ 64 ]
 
 
Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung-Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (centro). (Vide "Classificação" abaixo).
A duração que uma estrela passa na seqüência principal depende principalmente da quantidade de combustível que tem de fundir ea taxa em que os fusíveis que o combustível, ou seja, sua massa inicial e sua luminosidade. Para a Sun, esse é estimada em cerca de 10 10 anos. Grandes estrelas consomem seu combustível muito rapidamente e são de curta duração. Pequenas estrelas (chamados de anãs vermelhas ) consomem seu combustível lentamente e dezenas passado a centenas de bilhões de anos. No final de suas vidas, eles simplesmente se tornar mais escuro e mais escuro. [ 2 ] No entanto, desde o Tempo de vida de tais estrelas é maior do que a idade atual do Universo (13,7 bilhões de anos), não anãs vermelhas devem ter ainda atingido essa Estado.
Além de massas, a parte de elementos mais pesados ​​que o hélio pode desempenhar um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia todos os elementos mais pesados ​​que o hélio é considerado um "metal", e os químicos de concentração desses elementos é chamado de metalicidade . A metalicidade podem influenciar a duração que uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos [ 65 ] e modificar a força do vento estelar. [ 66 ] mais velhos, população II estrelas têm metalicidade substancialmente menor do que a população mais jovem, eu estrelas devido à composição das nuvens moleculares a partir da qual se formaram. (Com o tempo estas nuvens tornam-se cada vez mais enriquecida em elementos mais pesados ​​como estrelas mais velhas morrem e derramou parte de suas atmosferas .)
Pós-sequência principal
Ver artigo principal: gigante Vermelho
Como estrelas de pelo menos 0,4 massas solares [ 2 ] esgotam sua fonte de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas externas se expandem muito e fresco para formar uma gigante vermelha . Por exemplo, em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol é uma gigante vermelha, ele se expandirá para um raio máximo de cerca de 1  unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes o seu tamanho atual. Como um gigante, o Sol vai perder cerca de 30% de sua massa atual. [ 61 ] [ 67 ]
Em uma gigante vermelha de até 2,25 massas solares, o produto da fusão de hidrogênio em uma casca de camada em torno do núcleo. [ 68 ] Eventualmente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio , e agora a estrela se encolhe gradualmente de raio e aumenta a sua temperatura de superfície . Para estrelas maiores, as transições região central diretamente a partir do hidrogênio a fundir fusão do hélio. [ 4 ]
Depois de a estrela tem consumido o hélio no núcleo, a fusão continua em um escudo ao redor de um núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela então segue um caminho evolutivo que se assemelha a fase de gigante vermelha original, mas a uma temperatura maior superfície.
Estrelas massivas
Ver artigo principal: supergigante vermelha
 
 
Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha se aproximando do fim de seu ciclo de vida.
Durante a fase de queima de hélio, estrelas de massa muito alta com mais de nove massas solares expandir para formar supergigantes vermelhas . Uma vez que este combustível se esgota no centro, eles podem continuar a se fundir elementos mais pesados ​​que o hélio.
O núcleo se contrai até que a temperatura ea pressão são suficientes para fundir carbono (ver processo de queima de carbono ). Este processo continua, com as sucessivas fases sendo alimentado por neon (ver processo de gravação de néon ), oxigênio (ver processo de queima de oxigênio ) e silício (ver processo de gravação de silício ). Perto do fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de cebola camada de conchas dentro da estrela. Cada shell fusíveis um elemento diferente, com o hidrogênio ultraperiféricas shell de fusão;. Shell próximos fusão de hélio, e assim por diante [ 69 ]
A fase final é alcançado quando a estrela começa a produzir Ferro . Uma vez que os núcleos de ferro são mais fortemente ligadas do que qualquer núcleos mais pesados, se eles são fundidos que eles não liberam energia o processo teria, pelo contrário, consomem energia. Da mesma forma, uma vez que são mais ligado do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão . [ 68 ] Em relativamente antigo, estrelas muito maciças, um grande núcleo de ferro inerte irá acumular-se no centro da estrela. Os elementos mais pesados ​​nesses estrelas podem trabalhar seu caminho até a superfície, formando objetos evoluíram conhecido como Wolf-Rayet estrelas que têm um vento estelar denso que lança na atmosfera exterior.
Colapso
Um evoluiu, estrela de tamanho médio vai agora lançar as suas camadas exteriores como uma nebulosa planetária . Se o que resta após a atmosfera externa tem sido derramado é menos de 1,4 massas solares, ela encolhe a um objeto relativamente pequena (aproximadamente do tamanho da Terra) que não é grande o suficiente para mais compressão a ter lugar, conhecido como uma anã branca . [ 70 ] A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais um plasma, mesmo que as estrelas são geralmente referidos como sendo esferas de plasma. Anãs brancas acabará por se dissipar em anãs negras ao longo de um trecho muito longo de tempo.
 
 
A Nebulosa do Caranguejo , os restos de uma supernova observada pela primeira vez que foi por volta de 1050 AD
Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro cresceu tão grande (mais de 1,4 massas solares) que não pode mais suportar sua própria massa. Este núcleo irá subitamente colapsar como os elétrons são empurrados para seus prótons, formando nêutrons e neutrinos em uma explosão de inversa decaimento beta , ou a captura eletrônica . A onda de choque formada por esse colapso repentino faz com que o resto da estrela explodir em uma supernova . Supernovas são tão brilhantes que podem ofuscar brevemente galáxia a estrela da Casa inteira. Quando elas ocorrem dentro da Via Láctea, supernovas têm sido historicamente observado a Olho nu por observadores como "novas estrelas" onde nada existia antes. [ 71 ]
Maior parte da matéria da estrela é surpreendido pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a Nebulosa do Caranguejo) [ 71 ] eo que resta será uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou carga de dispersão de raios-X ) ou, no caso das maiores estrelas (grande o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que cerca de 4 massas solares), um buraco negro . [ 72 ] Em uma estrela de nêutrons a matéria está em um estado conhecido como nêutrons matéria degenerada , com mais forma exótica de matéria degenerada, a matéria QCD , possivelmente presentes no núcleo. Dentro de um buraco negro a matéria está em um estado que não é actualmente entendida.
As camadas blown-off exterior de estrelas moribundas incluir elementos pesados ​​que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Estes elementos pesados ​​permitir a formação de planetas rochosos. A saída de supernovas eo vento estelar de grandes estrelas desempenham um papel importante na formação do meio interestelar. [ 71 ]
Distribuição
 
 
 
A anã branca estrela em órbita ao redor de Sirius (impressão de Artista). A imagem da NASA
Além de estrelas isoladas, um sistema multi-estrela pode consistir de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas que orbitam em torno de si. O mais comum sistema de multi-estrela é uma estrela binária , mas os sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Por razões de estabilidade orbital, como multi-sistemas estelares são muitas vezes organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas co-orbitando binário. [ 73 ] Os grupos maiores chamados aglomerados de estrelas também existem. Estes vão desde solta associações estelares , com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares com centenas de milhares de estrelas.
Tem sido uma suposição de longa data que a maioria das estrelas ocorrem em gravitacionalmente ligadas, sistemas múltiplos de estrelas. Isto é particularmente verdadeiro para O muito massiva e as estrelas de classe B, onde 80% dos sistemas são acreditados para ser múltiplas. No entanto, a proporção de sistemas estelares único aumenta para estrelas menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas são conhecidos por terem companheiros estelares. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas na Via Láctea são provavelmente único desde o nascimento. [ 74 ]
Estrelas não estão distribuídos uniformemente por todo o universo, mas são normalmente agrupados em galáxias junto com gás e poeira interestelar. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas, e há mais de 100 bilhões (10 11 ) galáxias no universo observável . [ 75 ] A estimativa de 2010 Numero de estrelas foi de 300 sextilhões ( 3 × 10 23 ) no universo observável. [ 76 ] Embora seja muitas vezes acreditavam que as estrelas só existem dentro das galáxias, estrelas intergalácticas foram descobertos. [ 77 ]
A estrela mais próxima da Terra, além da Sun, é Proxima Centauri , que é 39900000000000 km, ou 4,2 anos-luz de distância. Viajando a uma velocidade orbital da Space Shuttle (8 quilômetros por segundo, quase 30 mil km por hora), demoraria cerca de 150.000 anos para chegar lá. [ 78 ] Distâncias como este são típicos dentro discos galácticos , inclusive na vizinhança do sistema solar. [ 79 ] As estrelas podem ser muito mais próximos uns dos outros nos centros das galáxias e aglomerados globulares , ou mais distantes em halos galácticos .
Devido às distâncias relativamente grande entre as estrelas fora do núcleo galáctico, colisões entre estrelas são pensados ​​para ser rara. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou do centro galáctico, as colisões podem ser mais comuns. [ 80 ] Tais colisões podem produzir o que são conhecidos como retardatários Azul . As estrelas anormal ter uma temperatura mais elevada do que a superfície de outras estrelas da seqüência principal com a mesma luminosidade no cluster. [ 81 ]
Características
 
 
 
O dom é a estrela mais próxima da Terra .
Quase tudo sobre uma estrela é determinado por sua massa inicial, incluindo as características essenciais, tais como luminosidade e tamanho, bem como a evolução da estrela, vida útil, eo destino final.
Idade
A maioria das estrelas têm entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até mesmo estar perto de 13,7 bilhões de anos-o observado idade do universo . A estrela mais antiga já descoberta, HE 1523-0901 , é uma estimativa de 13,2 bilhões anos de idade. [ 82 ] [ 83 ]
Quanto mais massa tem uma estrela, menor sua vida útil, principalmente porque as estrelas massivas têm uma maior pressão sobre os seus núcleos, levando-os a queimar hidrogênio mais rapidamente. As estrelas mais maciças duram uma média de cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínimo (anãs vermelhas) queimam seu combustível lentamente e dezenas passado para centenas de bilhões de anos. [ 84 ] [ 85 ]
Composição química
Veja também: metalicidade
Quando estrelas se formam na galáxia Via Láctea presentes são compostos de cerca de 71% de hidrogênio e hélio 27%, [ 86 ] , medido em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Normalmente a parte de elementos pesados ​​é medido em termos do teor de ferro da atmosfera estelar, como o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Porque as nuvens moleculares onde estrelas se formam são constantemente enriquecidos por elementos mais pesados ​​a partir de explosões de supernovas, uma medida da composição química de uma estrela pode ser utilizado para inferir a sua idade. [ 87 ] A parte de elementos mais pesados ​​também pode ser um indicador da probabilidade que a estrela tem um sistema planetário. [ 88 ]
A estrela com o menor teor de ferro já medido é o anão HE1327-2326, com apenas 1 / 200, 000 o teor de ferro do sol. [ 89 ] Em contraste, os super-ricos em metais estrela Leonis μ tem quase o dobro da abundância de ferro como o Sol, enquanto o planeta levando-star 14 Herculis . tem quase o triplo de ferro a [ 90 ] Também existem quimicamente estrelas peculiar que mostram abundância incomum de certos elementos no seu espectro, especialmente cromo e elementos terras raras . [ 91 ]
Diâmetro
 
 
Estrelas variam muito em tamanho. Em cada imagem na seqüência, o objeto mais à direita aparece como o objeto mais à esquerda no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 eo Sol é o segundo da direita no painel 3.
Devido à sua grande distância da Terra, todas as estrelas exceto o Sol é visível pelo olho Humano como pontos brilhantes no céu noturno que brilham por causa do efeito da atmosfera da Terra. O Sol também é uma estrela, mas é perto o suficiente da Terra para aparecer como um disco em vez disso, e para fornecer luz do Dia. Que não o Sol, a estrela com o maior tamanho aparente é R Doradus , com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco . [ 92 ]
Os discos da maioria das estrelas são muito pequenas em tamanho angular a ser observado com os atuais telescópios terrestres óptica, e assim interferômetro telescópios são necessários para produzir Imagens desses objetos. Outra técnica para medir o tamanho angular de estrelas é através da ocultação . Ao medir com precisão a queda no brilho de uma estrela como ela é ocultada pela Lua (ou o aumento da luminosidade quando reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculada. [ 93 ]
Estrelas variam em tamanho de estrelas de nêutrons , que variam de 20 a 40 km (25 milhas) de diâmetro, para supergigantes , como Betelgeuse na constelação de Orion , que tem um diâmetro de cerca de 650 vezes maior que o Sol-cerca de 900,000,000 km (560 milhões mi ). No entanto, Betelgeuse tem um muito menor densidade do que o dom [ 94 ]
Cinemática
Ver artigo principal: cinemática Stellar
 
 
A Pleiades , um aglomerado aberto de estrelas na constelação de Taurus . As estrelas compartilham um movimento através do espaço comum. [ 95 ] NASA foto
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre A Origem e idade de uma estrela, assim como a estrutura e evolução da galáxia circundante. Os componentes de movimento de uma estrela consistem na velocidade radial em direção ou para longe do Sol, eo movimento angular desviar, o que é chamado de movimento próprio .
Velocidade radial é medido pelo deslocamento Doppler das linhas espectrais da estrela, e é dada em unidades de km / s . O movimento próprio da estrela é determinado por precisas medições astrométricas em unidades de mili- segundo de arco (mas) por ano. Ao determinar a paralaxe de uma estrela, o movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento próprio são susceptíveis de ser relativamente perto do Sol, tornando-os bons candidatos para medições de paralaxe. [ 96 ]
Uma vez que ambas as taxas de movimento são conhecidos, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou a galáxia pode ser computada. Entre estrelas próximas, verificou-se que a população me estrelas têm velocidades geralmente inferiores mais velhas, as estrelas da população II. Estes últimos têm órbitas elípticas que são inclinados ao plano da galáxia. [ 97 ] Comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares . Estes são os grupos mais prováveis ​​de estrelas que compartilham um ponto comum de origem em nuvens moleculares gigantes. [ 98 ]
Campo magnético
 

O campo magnético da estrela

estrelaCampo magnético de superfície SU Aur (a jovem estrela de tipo T Tauri ), reconstruída por meio de Zeeman-Doppler
O campo magnético de uma estrela é gerado dentro das regiões do interior onde convectivas circulação ocorre. Este movimento de funções plasma condutivo como um dínamo , gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e composição da estrela, ea quantidade de atividade de superfície magnética depende da taxa da estrela de rotação. Esta atividade de superfície produz manchas estelares , que são regiões de fortes campos magnéticos e menor que a temperatura da superfície normal. loops coronais são arqueamento campos magnéticos que se estendem a Coroa de regiões ativas. flares Stellar são rajadas de partículas de alta energia que são emitidos devido a a mesma atividade magnética. [ 99 ]
Young, estrelas girando rapidamente tendem a ter altos níveis de atividade de superfície por causa de seu campo magnético. O campo magnético pode agir de acordo com vento estelar de uma estrela, no entanto, funcionando como um freio para gradualmente diminuir a taxa de rotação como a estrela envelhece. Assim, as estrelas mais antigas, como o Sol têm uma taxa muito mais lenta de rotação e um menor nível de atividade de superfície. Os níveis de atividade de estrelas girando lentamente tendem a variar de uma forma cíclica e pode fechasse por períodos. [ 100 ] Durante o mínimo de Maunder , por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade das manchas solares.
Massa
Uma das estrelas de maior massa conhecida é Eta Carinae , [ 101 ] com 100-150 vezes mais massa que o Sol, a sua vida útil é muito curta só de vários milhões de anos no máximo. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para as estrelas na era atual do universo. [ 102 ] A Razão para esse limite não é precisamente conhecida, mas é parcialmente devido à luminosidade Eddington , que define o quantidade máxima de luminosidade que podem passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. No entanto, uma estrela chamada R136a1 no cluster RMC estrela 136 foi medido em 265 massas solares, colocando o limite em questão. [ 103 ]
 
 
A reflexão nebulosa NGC 1999 é brilhantemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela variável, com cerca de 3,5 vezes a massa do sol. A mancha preta do céu é um buraco enorme de espaço vazio e não uma nebulosa escura como se pensava anteriormente. A imagem da NASA
As primeiras estrelas a se formar após o Big Bang pode ter sido maior, de até 300 massas solares ou mais, [ 104 ] , devido à completa ausência de elementos mais pesados ​​que o lítio em sua composição. Esta geração de supermassivo, população III estrelas é extinto, no entanto, e atualmente apenas teórica.
Com uma massa apenas 93 vezes maior do que Júpiter , AB Doradus C , um companheiro para AB Doradus A, é o menor estrela conhecida passando por fusão nuclear no seu núcleo. [ 105 ] Para estrelas com metalicidade similar ao Sol, a massa mínima teórica do estrela pode ter, e ainda sofrem de fusão no núcleo, é estimada em cerca de 75 vezes a massa de Júpiter. [ 106 ] [ 107 ] Quando a metalicidade é muito baixa, no entanto, um estudo recente sobre as estrelas mais fracas descobriram que o mínimo tamanho da estrela parece ser cerca de 8,3% da massa solar, ou cerca de 87 vezes a massa de Júpiter. [ 107 ] [ 108 ] corpos menores são chamadas anãs marrons , que ocupam uma área mal definida cinzenta entre estrelas e planetas gigantes gasosos .
A combinação do raio ea massa de uma estrela determina a gravidade de superfície. Estrelas gigantes têm uma gravidade de superfície muito menor do que estrelas da sequência principal, enquanto o oposto é o caso de degenerar, estrelas compactas, como as anãs brancas. A gravidade de superfície pode influenciar o aparecimento de espectro de uma estrela, com maior gravidade provocando uma ampliação da linhas de absorção . [ 32 ]
Estrelas são por vezes agrupados em massa com base em seu comportamento evolutivo à medida que se aproxima o final de suas vidas de fusão nuclear. estrelas de massa muito baixa com massas inferiores a 0,5 massas solares não entrar no ramo gigante assintótico (AGB), mas evoluem diretamente em anãs brancas. Baixo estrelas de massa com uma massa abaixo de cerca de 1,8-2,2 massas solares (dependendo da composição) entram na AGB, onde desenvolvem um degenerado núcleo de hélio. Intermediate-mass estrelas sofrer fusão de hélio e desenvolver um degenerado carbono-oxigênio do núcleo. As estrelas massivas têm um massa mínima de 7-10 massas solares, mas isso pode ser tão baixo quanto 5-6 massas solares. As estrelas são submetidos a fusão de carbono , com a sua vida que termina em um colapso de núcleo supernova explosão. [ 109 ]
Rotação
Ver artigo principal: rotação Stellar
A taxa de rotação de estrelas pode ser aproximada por meio de medições espectroscópicas , ou mais exatamente determinada por rastreamento a taxa de rotação de manchas estelares . Estrelas Jovens podem ter uma taxa rápida de rotação maior que 100 km / s no Equador. O B-class estrela Achernar , por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de cerca de 225 km / s ou superior, dando-lhe um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que a distância entre os pólos. Esta taxa de rotação está logo abaixo da velocidade crítica de 300 km / s, onde a estrela seria quebrar. [ 110 ] Por outro lado, o Sol gira apenas uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km / s. O campo magnético da estrela e do vento estelar servem para abrandar um estrela da seqüência principal taxa de rotação por um montante significativo à medida que evolui na seqüência principal. [ 111 ]
Degenerada estrelas contraíram em uma massa compacta, resultando em uma taxa rápida de rotação. No entanto, eles têm índices relativamente baixos de rotação em relação ao que seria esperado pela conservação do momento angular , a tendência de um corpo em rotação para compensar a contração de tamanho, aumentando a sua taxa de spin. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa através do vento estelar. [ 112 ] Apesar disso, a taxa de rotação de um pulsar pode ser muito rápida. O pulsar do Coração da nebulosa do Caranguejo , por exemplo, gira 30 vezes por segundo. [ 113 ] A taxa de rotação do pulsar irá diminuir gradualmente devido à emissão de radiação.
Temperatura
A temperatura da superfície de uma estrela da seqüência principal é determinada pela taxa de produção de energia no centro eo raio da estrela e é muitas vezes estimado a partir da estrela índice de cor . [ 114 ] É, normalmente, dada como a temperatura efetiva , que é o temperatura de um idealizado corpo negro que irradia a sua energia na mesma luminosidade por área de superfície como a estrela. Note-se que a temperatura efetiva é apenas um valor representativo, no entanto, como as estrelas realmente tem um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância do núcleo. [ 115 ] A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de  graus Kelvin . [ 116 ]
A temperatura estelar irá determinar a taxa de energização ou ionização de elementos diferentes, resultando em linhas de absorção característica no espectro. A temperatura da superfície de uma estrela, junto com seus visuais magnitude absoluta e características de absorção, é usado para classificar uma estrela (veja classificação abaixo). [ 32 ]
Maciça estrelas da sequência principal pode ter temperaturas de superfície de 50.000  K . Estrelas menores, como o Sol têm temperatura da superfície de alguns milhares K . Gigantes vermelhas têm temperaturas de superfície relativamente baixo de cerca de 3.600 K, mas eles também têm uma alta luminosidade, devido à sua grande área de superfície exterior. [ 117 ]
Radiação
 
A energia produzida pelas estrelas, como um subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço como tanto a radiação eletromagnética e radiação de partículas . A radiação de partículas emitidas por uma estrela se manifesta como o vento estelar [ 118 ] (que existe como um fluxo contínuo de partículas eletricamente carregadas, como o livre prótons , partículas alfa e partículas beta , que emana das camadas externas da estrela) e como um fluxo constante de neutrinos que emana do núcleo da estrela.
A produção de energia no núcleo é a razão por que as estrelas brilham tão brilhantemente: toda vez que dois ou mais núcleos atômicos de um elemento fusível em conjunto para formar um núcleo atômico de um novo elemento mais pesado, de raios gama fótons são liberados a partir da reação de fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de energia eletromagnética , incluindo a luz visível , pelo tempo que atinge as camadas exteriores da estrela.
A cor de uma estrela, como determinado pelo pico de frequência da luz visível, depende da temperatura das camadas externas da estrela, incluindo a sua fotosfera . [ 119 ] Além da luz visível, as estrelas também emitem formas de radiação eletromagnética que são invisíveis para o olho humano . Na verdade, radiação eletromagnética estelar abrange todo o espectro eletromagnético , desde a mais longa onda de ondas de rádio e infravermelho para o menor comprimento de onda da radiação ultravioleta , raios-X , raios e gama. Todos os componentes da radiação eletromagnética estelares, visíveis e invisíveis, são geralmente significativas.
Usando o espectro estelar , os astrónomos podem também determinar a temperatura da superfície, gravidade superficial , metalicidade e de rotação de velocidade de uma estrela. Se a distância da estrela é conhecida, como a medição da paralaxe, então a luminosidade da estrela pode ser derivada. A massa, raio, a gravidade de superfície, e período de rotação pode ser estimada com base em modelos estelares. (Mass pode ser medido diretamente para as estrelas em sistemas binários . A técnica da microlente gravitacional também irá produzir a massa de uma estrela) [ 120 ] Com esses parâmetros, os astrônomos também podem estimar a idade da estrela. [ 121 ]
Luminosidade
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz , e outras formas de energia radiante , uma estrela irradia por unidade de tempo . A luminosidade de uma estrela é determinado pelo raio e da temperatura da superfície. No entanto, muitas estrelas não irradiam um uniforme fluxo -a quantidade de energia irradiada por unidade de área em toda a sua superfície inteira. A rápida rotação da estrela Vega , por exemplo, tem um fluxo maior de energia nos pólos que ao longo de seu equador . [ 122 ]
Manchas superfície com uma temperatura mais baixa do que a média e luminosidade são conhecidos como manchas estelares . Pequeno, anão estrelas como o Sol têm, geralmente, os discos essencialmente inexpressivo, com apenas pequenas manchas estelares. Maior, gigante estrelas têm muito maior, manchas estelares muito mais evidente, [ 123 ] e eles também exibem forte estelar membro escurecimento . Ou seja, o brilho diminui em direção à borda do disco estelar. [ 124 ] anã vermelha estrelas eruptivas como Ceti UV podem também possuir características starspot proeminente. [ 125 ]
Magnitude
Artigos principais: magnitude aparente e magnitude absoluta
A aparente brilho de uma estrela é medido por sua magnitude aparente , que é o brilho de uma estrela em relação à luminosidade da estrela, a distância da Terra, ea alteração de luz da estrela quando passa através da atmosfera da Terra. Magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada com a luminosidade de uma estrela e é o que a magnitude aparente de uma estrela seria se a distância entre a Terra ea estrela eram 10 parsecs (32,6 anos-luz).
Número de estrelas mais brilhantes do que magnitude
Aparente 
magnitude Número  
de Estrelas [ 126 ]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1602
6 4800
7 14000
Ambas as escalas de magnitude aparente e absoluta são unidades logarítmicas : um número inteiro diferença na magnitude é igual a uma variação de brilho de cerca de 2,5 vezes [ 127 ] (a raiz quinta de 100 ou cerca de 2,512). Isto significa que uma primeira magnitude estrela (1,00) é aproximadamente 2,5 vezes mais brilhante do que uma magnitude segundo (2,00) estrela, e aproximadamente 100 vezes mais brilhante do que uma sexta magnitude (6,00) estrela. As estrelas mais fracas visíveis a olho nu sob boas condições de vendo são cerca de magnitude 6.
Em ambas as escalas de magnitudes aparente e absoluta, quanto menor o número magnitude, mais brilhante a estrela, o número maior a magnitude, o mais fraco. As estrelas mais brilhantes, em qualquer escala, têm números de magnitude negativa. A variação de brilho (Δ L ) entre duas estrelas é calculada subtraindo o número magnitude da estrela mais brilhante ( m b ) do número magnitude da estrela mais fraca ( m f ), em seguida, usando a diferença como um expoente para o número de base 2,512, isto é para dizer:
Δ m = m f - m b
2,512 Δ m = Δ L
Tanto com relação à luminosidade e distância da Terra, magnitude absoluta ( M ) e magnitude aparente ( m ) não são equivalentes para uma estrela individual; [ 127 ] , por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas tem um magnitude absoluta de 1,41.
O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas a sua magnitude absoluta é apenas 4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno, visto da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa que o Sol, enquanto Canopus , a segunda estrela mais brilhante no céu noturno, com uma magnitude absoluta de -5,53, é de aproximadamente 14 mil vezes mais luminosa que o dom Apesar Canopus sendo muito mais luminosa do que Sirius, no entanto, Sirius aparece mais brilhante do que Canopus. Isto é porque Sirius é apenas 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus é muito mais distante, a uma distância de 310 anos-luz.
A partir de 2006, a estrela com maior magnitude absoluta é conhecida LBV 1806-20 , com uma magnitude de -14,2. Esta estrela é, pelo menos, cinco milhões de vezes mais luminosa que o dom [ 128 ] A menos estrelas luminosas que são conhecidas atualmente estão localizados no NGC 6397 cluster. A menor anãs vermelhas no cluster foram magnitude 26, enquanto uma magnitude 28 anã branca também foi descoberto. As estrelas são tão fracos dim que sua luz é tão brilhante como uma Vela de Aniversário na Lua, quando vistos da Terra. [ 129 ]
Classificação
 
Faixas de temperatura de superfície para 
Diferentes Classes Stellar [ 130 ]
Classe Temperatura Estrela da amostra
O 33,000 K ou mais Zeta Ophiuchi
B 10,500-30,000 K Rigel
A 7,500-10,000 K Altair
F 6,000-7,200 K A Procyon
G 5,500-6,000 K Sol
K 4,000-5,250 K Epsilon Indi
M 2,600-3,850 K Proxima Centauri
Ver artigo principal: classificação Stellar
O sistema de classificação atual estelar se originou no início do século 20, quando as estrelas foram classificadas de A a Q baseado na força da linha de hidrogênio . [ 131 ] Não se sabe no momento em que a maior influência sobre a força da linha era de temperatura; a força da linha de hidrogênio atinge um pico em mais de 9000 K, e é mais fraco em ambas as temperaturas mais quentes e mais frias. Quando as classificações foram reordenadas pela temperatura, mais de perto se assemelhava ao esquema moderno. [ 132 ]
Existem diferentes única letra classificações de estrelas de acordo com seus espectros, variando de tipo O , que são muito quentes, a M , que são tão legais que as moléculas podem se formar em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura de superfície são: O, B, A, F, G, K e M . Uma variedade de raros tipos espectrais têm classificações especiais. O mais comum desses tipos L e T , que classificam o mais frio estrelas de pequena massa e anãs marrons. Cada letra tem 10 sub-divisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. No entanto, este sistema entra em colapso em temperaturas extremamente altas: classe O0 e O1 . estrelas não podem existir [ 133 ]
Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos de luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho e espacial é determinada pela gravidade de superfície. Estes variam de 0 ( hipergigantes ) através de III ( gigantes ) para V (anãs da sequência principal), alguns autores acrescentam VII (anãs brancas). A maioria das estrelas pertencem à seqüência principal , que consiste em comum a queima de hidrogênio- estrelas. Estes se dividem ao longo de uma faixa estreita e diagonal, quando representados graficamente de acordo com sua magnitude absoluta e tipo espectral. [ 133 ] O Sol é uma sequência principal G2V anã amarela, sendo de temperatura intermediária e tamanho normais.
Nomenclatura adicionais, na forma de letras minúsculas, pode seguir o tipo espectral para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um " e "pode ​​indicar a presença de emissão de linhas," m "representa níveis excepcionalmente forte de metais, e" var . "pode ​​significar variações no tipo espectral [ 133 ]
Estrelas anãs brancas têm sua própria classe que começa com a letra D . Isto é ainda sub-divididos nas classes DA , DB , DC , DO , DZ , e DQ , dependendo dos tipos de linhas de destaque presentes no espectro. Isto é seguido por um valor numérico que indica o índice de temperatura. [ 134 ]
Estrelas variáveis
 

estrela variável

A aparência assimétrica de Mira , uma estrela oscilante variável. NASA HST imagem
Estrelas variáveis ​​têm mudanças periódicas ou aleatórias de luminosidade por causa de propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variável, os principais tipos podem ser subdivididos em três grupos principais.
Durante a sua evolução estelar, algumas estrelas passam por fases em que eles podem se tornar variáveis ​​pulsante. Pulsando estrelas variáveis ​​variam de raio e luminosidade ao longo do tempo, expandindo e contraindo com períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho da estrela. Esta categoria inclui estrelas Cepheid e cepheid-like , e de longo período variáveis, tais como Mira . [ 135 ]
Variáveis ​​eruptivas são estrelas que a experiência de aumentos repentinos de luminosidade por causa de explosões ou eventos de ejeção de massa. [ 135 ] Este grupo inclui proto-estrelas, estrelas Wolf-Rayet, e estrelas do alargamento , bem como estrelas gigantes e supergigantes.
Variáveis ​​cataclísmicas ou explosivos sofrer uma mudança dramática em suas propriedades. Este grupo inclui novae e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca pode produzir certos tipos dessas explosões espetaculares estelar, incluindo a nova e uma supernova tipo 1a. [ 4 ] A explosão é criado quando a anã branca acresce hidrogênio da estrela companheira, a criação de massa até que o hidrogênio sofre fusão. [ 136 ] Alguns novae também são recorrentes, tendo explosões periódicas de amplitude moderada. [ 135 ]
Estrelas também pode variar de luminosidade por causa de fatores extrínsecos, tais como eclipsando binários, bem como rotação estrelas que produzem manchas estelares extremo. [ 135 ] Um exemplo notável de um binário eclipsante é Algol, que regularmente varia em magnitude 2,3-3,5 ao longo de um período de 2,87 dias.
Estrutura
 
Ver artigo principal: estrutura Stellar
O interior de uma estrela estável está em um estado de equilíbrio hidrostático : as forças em qualquer pequeno volume quase exatamente contrabalançar o outro. As forças estão equilibradas força gravitacional para dentro e para fora de uma força devido à pressão gradiente dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecida pelo gradiente de temperatura do plasma, a parte externa da estrela é mais frio do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma seqüência principal estrela gigante ou é, pelo menos, na ordem de 10 7 K . A temperatura e pressão, resultando no núcleo de hidrogênio queima de uma estrela da seqüência principal são suficientes para a fusão nuclear a ocorrer e para a energia suficiente para ser produzido para evitar um novo colapso da estrela. [ 137 ] [ 138 ]
Como núcleos atômicos são fundidos no núcleo, que emitem energia na forma de raios gama . Estes fótons interagem com o plasma circundante, acrescentando que a energia térmica no núcleo. Estrelas na seqüência principal convertem hidrogênio em hélio, criando uma proporção lenta mas firmemente crescente de hélio no núcleo. Eventualmente o teor de hélio torna-se predominante e produção de energia cessa no núcleo. Em vez disso, para as estrelas de mais de 0,4 massas solares, a fusão ocorre em um shell expandindo lentamente ao redor do degenerada núcleo de hélio. [ 139 ]
Além de equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável também irá manter um balanço energético de equilíbrio térmico . Há um gradiente de temperatura radial ao longo do interior que resulta em um fluxo de energia que flui em direção ao exterior. O fluxo de saída de energia deixando qualquer camada dentro da estrela vai coincidir exatamente com o fluxo de entrada de baixo.
 
 
Este diagrama mostra uma secção transversal de uma estrela do tipo solar. A imagem da NASA
A zona de radiação é a região no interior estelar, onde transferência radiativa é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região, o plasma não será perturbado e todos os movimentos de massa vai morrer. Se este não for o caso, no entanto, em seguida, o plasma torna-se instável e convecção ocorrerá, formando uma zona de convecção . Isso pode ocorrer, por exemplo, em regiões onde fluxos de energia muito alta ocorrer, tais como perto do núcleo ou em áreas com alta opacidade como no envelope exterior. [ 138 ]
A ocorrência de convecção dentro do envelope exterior de uma estrela da seqüência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol tem uma zona de convecção profunda no interior e uma zona radiativa nas camadas mais externas. Estrelas menores, como o Sol são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas mais externas. [ 140 ] estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massas solares são convectivas todo, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio. [ 2 ] Para a maioria das estrelas das zonas convectivas também irá variar ao longo do tempo com o envelhecimento da estrela e da constituição do interior é modificado. [ 138 ]
A porção de uma estrela que é visível para um observador é chamado de fotosfera . Esta é a camada em que o plasma da estrela se torna transparente para fótons de luz. A partir daqui, a energia gerada no núcleo torna-se livre para se propagar para o espaço. É dentro da fotosfera que manchas de sol , ou regiões de menor do que a temperatura média, aparecer.
Acima do nível da fotosfera é a atmosfera estelar . Em uma estrela da seqüência principal, como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina cromosfera região, onde espículas aparecem e erupções estelares começar. Este é rodeado por uma região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente a uma distância de apenas 100 km (62 mi). Além disso é a corona , um volume de plasma super-aquecido que pode se estender para fora, para vários milhões de quilômetros. [ 141 ] A existência de uma corona parece ser dependente de uma zona de convecção nas camadas exteriores da estrela. [ 140 ] Apesar da sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região corona do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar .
Da corona, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da estrela, propagando até que ele interage com o meio interestelar . Para o Sol, a influência de seu vento solar se estende por toda a região em forma de Bolha da heliosfera . [ 142 ]
Caminhos de reação de fusão nuclear
 
Ver artigo principal: nucleossíntese estelar
 
Visão geral da cadeia próton-próton
 
O ciclo do carbono-nitrogênio-oxigênio
Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear ocorrem no interior dos núcleos de estrelas, dependendo de sua massa e composição, como parte de nucleossíntese estelar . A massa líquida dos núcleos fundidos atômico é menor do que a soma dos eleitores. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de acordo com a equivalência massa-energia relação E  =  mc 2 . [ 1 ]
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, assim que um aumento moderado da temperatura central irá resultar em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da seqüência principal só varia de 4 milhões de kelvin para uma estrela de classe M pequeno a 40 milhões de kelvin para uma estrela de classe O maciço. [ 116 ]
No Sol, com 10 milhões de kelvin núcleo fusíveis, o hidrogênio para formar hélio na reação em cadeia próton-próton : [ 143 ]
4 1 H 2 → 2 H + 2 e + 2 + ν e (4,0 M eV + 1.0 MeV)
2 1 + 2 H 2 H 2 → 3 Ele + 2 γ (5,5 MeV)
2 3 Ele → 4 Ele + 2 1 H (12,9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
4 1 H → 4 Ele 2e + + + + 2ν 2γ e (26,7 MeV)
onde e + é um positron , γ é um fóton de raios gama, ν e é um neutrino , e H e Ele são os isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por esta reação é em milhões de elétrons volts, que é na verdade apenas uma pequena quantidade de energia. No entanto números enormes dessas reações ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessária para sustentar a saída da estrela radiação.
Massa estelar mínima exigida para a fusão
Elemento Solar 
massas
Hidrogênio 0,01
Hélio 0,4
Carbono 5 [ 144 ]
Néon 8
Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono do ciclo do carbono-nitrogênio-oxigênio . [ 143 ]
Em estrelas evoluiu com núcleos em 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 de berílio : [ 143 ]
4 He + 4 + 92 keV Ele → 8 * Be
4 He + 8 * Be + 67 keV → 12 * C
12 * C → 12 C + + 7,4 MeV γ
Para uma reação geral de:
3 4 Ele → 12 C + γ + 7,2 MeV
Em estrelas massivas, elementos mais pesados ​​também podem ser queimados em um núcleo de contratação através do processo de gravação de néon e de oxigênio processo de gravação . O estágio final do processo de nucleossíntese estelar é o processo de gravação de silício que resulta na produção de isótopos estáveis ​​de ferro-56. Fusão não pode proceder qualquer adicional, exceto através de um endotérmico processo, e assim mais energia só pode ser produzido através de colapso gravitacional. [ 143 ]
O exemplo abaixo mostra a quantidade de tempo necessário para uma estrela de 20 massas solares para consumir todo seu combustível nuclear. Como uma estrela da seqüência O-classe principal, que seria 8 vezes o raio solar e 62 mil vezes a luminosidade do sol. [ 145 ]
Combustível 
de material Temperatura 
(em milhões de kelvins) Densidade 
(kg / cm 3 ) Duração da queima 
(τ em anos)
H 37 0,0045 8,1 milhões
Ele 188 0,97 1,2 milhões
C 870 170 976
Não 1570 3100 0,6
O 1980 5550 1,25
S / Si 3340 33400 0,0315 [ 146 ]
Veja também
 
Estrela portal
Lista de tópicos relacionados com a estrela
Lista das maiores estrelas
Relógio sideral
Relógios estrela
De estrelas
Astronomia estelar
Dinâmica estelar
Canção de ninar Twinkle Twinkle Little estrela
Estrelas e sistemas planetários na Ficção
Referências
 
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^ um b c d Richmond, Michael. "estágios finais de evolução para estrelas de pequena massa" . Rochester Institute of Technology . Retirado 2006/08/04 .
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Ligações externas
 
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