Um olá extremamente estelar pra você querido leitor!!!
Hoje ire continuar a falar sobre as estrelas.
Depois em outra postagem, irei falar sobre a história da observação.
Composição química
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Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio, 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. A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.
A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol.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.Também existem
estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente
cromo e
terras-raras.
As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece como o mais à esquerda no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à direita no painel 3.
Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que 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. 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 interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através daocultação. 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. 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.
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela são a
velocidade radial, aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu
movimento próprio.
A velocidade radial é medida pelo
efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo delas boas candidatas para medições de paralaxe.
Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se que estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia. A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.
[editar]Campo magnético
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Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do
tipo T Tauri), reconstruído por meio de imagem Zeeman-Doppler.
O
campo magnético de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a circulação
convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um
dínamo, gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz
manchas estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais.
Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas.
Erupções estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.
Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial, devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por períodos. Durante o
mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.
Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae, com 100-150 vezes a massa do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual estágio do universo. A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve parcialmente ao Limite de Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a, foi medida em 265 massas solares, colocando este limite em questão.
A
nebulosa de reflexão NGC 1999 é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região de espaço vazio e não uma
nebulosa escura, como se pensou inicialmente.
Imagem NASA
As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas solares ou mais, devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o
lítio em sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.
Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de
Júpiter, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu núcleo. Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de Júpiter. Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa solar, ou 87 vezes a de Júpiter. Corpos menores são chamados
anãs marrons, que ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os
gigantes gasosos.
A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal, enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das
raias espectrais.
As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares.
Estrelas com massa muito pequena (abaixo de 0,5
massa solar) não entram no
ramo gigante assintótico (AGB), mas evoluem diretamente para anãs brancas.
Estrelas com massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado.
Estrelas de massa intermediária possuem
fusão do hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio.
Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem
fusão do carbono, com suas vidas terminando numa explosão de
supernova após o colapso de núcleo.
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A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de
medição espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação de
manchas estelares. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que 100 km/s no equador. A estrela classe B
Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a velocidade crítica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria. Em comparação, o Sol gira uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela da
sequência principal, à medida que ela evolui na sequência principal.
Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas com as que seriam esperadas pela conservação do momento angular - a tendência de um corpo em rotação de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar. Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito alta. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo, por exemplo, gira 30 vezes por segundo. A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de radiação.
[editar]Temperatura
A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no índice de cor da estrela. 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. A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de
kelvin.
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).
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.
A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço como radiação eletromagnética e comoradiação corpuscular. A radiação corpuscular emitida por uma estrela se manifesta como o vento estelar (que existe como um fluxo contínuo de partículas eletricamente carregadas, como prótons livres e partículas alfa e beta, emanado das camadas exteriores da estrela) e como um fluxo contínuo de neutrinos, emanado do núcleo da estrela.
A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas são tão brilhantes: toda vez que dois ou mais núcleos atômicos de um elemento se fundem para formar um
núcleo atômico de um novo elemento mais pesado,
fótons de
raios gama são liberados da reação de fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de
energia eletromagnética, incluindo
luz visível, até o momento em que ela atinge as camadas exteriores da estrela.
A
cor de uma estrela, determinada pela
frequência de pico da luz visível, depende da temperatura das camadas exteriores da estrela, inclusive sua
fotosfera. Além da luz visível, as estrelas emitem formas de radiação eletromagnética que são invisíveis para o
olho humano. Na verdade, a radiação eletromagnética estelar compreende todo o
espectro eletromagnético, desde os
comprimentos de onda maiores das ondas de rádio e
infravermelho até os comprimentos de onda menores do
ultravioleta,
raios X e raios gama. Todos os componentes da radiação eletromagnética estelar, tanto os visíveis quanto os invisíveis, são tipicamente importantes.
Usando o espectro estelar, os astrônomos podem determinar a temperatura superficial, a gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela for conhecida, através, por exemplo, da medição da paralaxe, pode-se então derivar a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então ser estimados com base em modelos estelares (a massa pode ser medida diretamente para estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa de uma estrela). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da estrela.
[editar]Luminosidade
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de
luz e outras formas de
energia radiante que a estrela irradia por unidade de
tempo. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um
fluxouniforme por toda a sua superfície. A estrela
Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior nos seus polos do que ao longo do seu
equador.
Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são conhecidas como manchas estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares. As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias e também exibem forte escurecimento de bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco estelar. Anãs vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas estelares importantes.
-
O
brilho aparente de uma estrela é medido pela sua
magnitude aparente, que é o brilho da estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).
Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude
Magnitude
aparente | Número
de estrelas |
|---|
| 0 | 4 |
| 1 | 15 |
| 2 | 48 |
| 3 | 171 |
| 4 | 513 |
| 5 | 1.602 |
| 6 | 4.800 |
| 7 | 14.000 |
As magnitudes aparente e absoluta são grandezas logarítmicas: uma diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes (a raiz quinta de 100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (ΔL) é calculada pela subtração entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca (mf' ), depois usando-se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta (M) e aparente (m) não são equivalentes para uma estrela individual; por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude absoluta de +1,41.
O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas +4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto
Canopus, a segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.
Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20, com magnitude de -14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais luminosa do que o Sol. As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta. Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua, quando vista da Terra.
[editar]Classificação
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A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio. Não se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a temperaturas menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.
Há classificações diferentes de uma só letra para estrelas de acordo com os seus espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M, tão frias que podem se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura superficial são: O, B, A, F, G, K e M. Alguns tipos espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são L eT, que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não existir estrelas classes O0 e O1.
Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos da luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes) a V (anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes). Alguns autores acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem à sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando sua magnitude absoluta e o tipo espectral. O Sol é uma anã amarela G2V da sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.
Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um "e" pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.
As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ eDQ, dependendo dos tipos de linhas predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor numérico que indica o índice de temperatura.
[editar]Estrelas variáveis
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Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.
Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho da estrela. Esta categoria inclui as
Cefeidas e estrelas similares, bem como variáveis de longo ciclo, como Mira.
Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa. Este grupo inclui as protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes e supergigantes.
As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas propriedades. Este grupo inclui as
novas e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a. A explosão é criada quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira, acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.Algumas novas são recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.
As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos, como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares extremas. Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.
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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 10
7 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.
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.
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.
Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol.
Imagem NASA
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.
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. Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio. 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.
A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada
fotosfera. Esta é a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço. É dentro da fotosfera que aparecem as
manchas estelares, regiões de temperatura menor do que a média.
Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar. Numa estrela da sequência principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da cromosfera, onde as espículas aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de apenas 100 km. Para além desta está a coroa, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros. A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da estrela. Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da coroa do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar.
[editar]Caminhos da reação de fusão nuclear
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Visão geral da cadeia próton-próton
O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio
Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas, dependendo da sua massa e composição, como parte da
nucleossíntese estelar. A massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus constituintes. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de acordo com a relação de
equivalência massa-energia E =
mc2.
O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, até 40 milhões de kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O. No Sol, com um núcleo a 10 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia próton-próton:
- 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
- 21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
- 23He → 4He + 21H (12.9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
- 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
onde e
+ é um
pósitron, γ é um fóton de raio gama, ν
e é um
neutrino e H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts, o que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto, números enormes dessas reações ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessária para sustentar a emissão de radiação da estrela.
Massa estelar mínima requerida para fusão
| Elemento | Massas
solares |
|---|
| Hidrogênio | 0,01 |
| Hélio | 0,4 |
| Carbono | 5 |
| Neônio | 8 |
Em estrelas evoluídas com núcleos a 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono no
processo triplo-alfa, que usa o elemento intermediário
berílio:
- 4He + 4He + 92 keV → 8*Be
- 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
- 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
Para a reação global:
- 34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Em estrelas de grande massa, os elementos mais pesados também podem ser queimados em um núcleo em contração através dos processos de
combustão do neônio e de
combustão do oxigênio. O estágio final no processo de nucleossíntese estelar é o
processo de combustão do silício, que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um processo
endotérmico e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso gravitacional.
O exemplo abaixo mostra o tempo requerido para uma estrela de 20 massas solares consumir todo o seu combustível nuclear. Como uma estrela da sequência principal da classe O, ela teria 8 vezes o raio solar e 62.000 vezes a luminosidade do Sol.
Material
combustível | Temperatura
(milhões de kelvins) | Densidade
(kg/cm3) | Duração da queima
(τ em anos) |
|---|
| H | 37 | 0,0045 | 8,1 milhões |
| He | 188 | 0,97 | 1,2 milhões |
| C | 870 | 170 | 976 |
| Ne | 1.570 | 3.100 | 0,6 |
| O | 1.980 | 5.550 | 1,25 |
| S/Si | 3.340 | 33.400 | 0,0315
|
Até a próxima postagem!!!!
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