Olá meus queridos amantes, admiradores de astronomia!!!!!
Hoje irei falar sobre as estrelas.
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pelagravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações easterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensoscatálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seuespectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes econvectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.
Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.
Unidades de medida
A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando-se a luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares, baseadas nas características do Sol:
massa solar: kg
luminosidade solar: w
raio solar: m
Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior de um sistema de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica (UA) - aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).
[editar]Formação e evolução
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion. À medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.
[editar]Formação da protoestrela
Ver artigo principal:
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.
Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo. Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu a sequência principal) são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões de anos.
Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro. Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.
[editar]Sequência principal
As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que tais estrelas estão na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade – estima-se que o Sol, por exemplo, tenha aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.
Toda estrela gera um vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10−14 massas solares a cada ano, ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10−7 a 10−5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução. Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal.
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. Estrelas grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas. Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este estágio.
Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos e modificar a força do vento estelar. As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).
[editar]Pós-sequência principal
À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual. Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo. Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio. Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.
[editar]Estrelas grandes
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Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.
O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o carbono(ver processo de combustão do carbono). Este processo continua em estágios sucessivos supridos pelo neônio (ver processo de combustão do neônio), oxigênio (ver processo de combustão do oxigênio) e silício (ver processo de combustão do silício). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por diante.
O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão nuclear. Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como estrelas Wolf-Rayet, que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.
[editar]Colapso
Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido como anã branca.A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.
Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de emissão beta inversa (ou captura eletrônica). A onda de choqueformada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.
A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), umburaco negro. Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido comomatéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, a matéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.
As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.
[editar]Distribuição
Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Por razões de estabilidade orbital, esses sistemas multiestelares são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam. Também existem grupos maiores chamados aglomerados estelares, que variam desde associações estelares livres, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares, com centenas de milhares de estrelas.
Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares, gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o nascimento.
As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (1011) de galáxias no universo observável. Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas. Em 2010, os astrônomos estimaram que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 1023) de estrelas no universo observável. A estrela mais próxima da Terra, fora o Sol, é Proxima Centauri, distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do ônibus espacial (8 km/s, quase 30.000 km/h), levar-se-iam cerca de 150.000 anos para atingi-la.Distâncias como esta são típicas dentro dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar. As estrelas podem estar muito mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou muito mais distantes, nos halos galácticos.
Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias, acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns. Essas colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a mesma luminosidade no aglomerado.
[editar]Características
Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.
[editar]Idade
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos. Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.
Até mais tarde!!! Mais informações na próxima postagem!!
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