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Estrela

 

Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma. Por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. A energia gerada é emitida através do espaço sob a forma de radiação electromagnética (luz), neutrinos e vento estelar. A estrela mais próxima da Terra — depois do Sol, a principal responsável por sua iluminação — é Próxima Centauri, que fica a 40 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz.

A energia emitida por uma estrela está associada a sua pressão interna, que possibilita um ambiente adequado à fusão nuclear, que produz energia transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem de ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que a pressão interior seja suficiente para ocorrerem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou anã marrom) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas, como gigantes gasosos. O limite superior de massa possível para uma estrela depende do limite de Eddington.

Centenas de estrelas são visíveis nesta imagem tirada pelo Hubble Space Telescope do Sagittarius Star Cloud na Via Láctea.

Centenas de estrelas são visíveis nesta imagem tirada pelo Hubble Space Telescope do Sagittarius Star Cloud na Via Láctea.

A maior fração dos elementos mais pesados que o hidrogênio ou hélio no universo como o ferro, níquel ou outros metais foram gerados a partir da fusão termonuclear nos núcleos estelares. Elementos cada vez mais pesados gerados nos núcleos com a escassez de elementos leves possuem menor eficiência energética a partir de sua fusão — um ciclo de transições de elementos que eventualmente leva à morte da estrela. Uma estrela em seu fim pode ter diversos destinos dependendo de suas características, como dar origem a uma gigantesca explosão, as supernovas, entrar em colapso dando origem a um buraco negro ou originar uma anã branca.

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

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

Classificação das estrelas

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

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

  • anã castanha (ou anã marrom): um objeto sub-estelar em que não tem lugar a fusão de hidrogênio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.

  • anã branca: resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois que ela ejeta as suas camadas exteriores.

  • estrela de nêutrons: o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objeto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro.

  • buraco negro: objeto cuja gravidade é tão intensa que nem a luz lhe consegue escapar, e que pode ser formado a partir de explosões de estrelas supermassivas, que colapsam num buraco negro.

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

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

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

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

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

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

Por exemplo, a massa do Sol é

MSol = 1.9891 × 1030 kg

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

Formação e evolução

Ciclo de Vida das Estrelas

Ciclo de Vida das Estrelas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Os nomes das estrelas

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

Caminhos de reações nucleares de fusão

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

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

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

2(1H + 2H → 3He + γ) (5,5 MeV)

3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,9 MeV)

Essas cadeias de reações resultam na reação líquida:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

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

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

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 8*Be + 67 keV → 12*C

12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Essas reações podem ser resumidas na reação líquida:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV


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