Estrelas

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Uma estrela é um astro que tem luz e calor. Apresenta um brilho cintilante, o que a distingue dos planetas. É uma grande e luminosa esfera, constituída por plasma, que se mantém unido devido às forças de gravidade.
 
   Pode dizer-se que as estrelas têm um ciclo de vida, ou seja elas nascem (formam-se), crescem (vão-se desenvolvendo e transformando) e acabam por morrer (transformam-se num outro objeto celeste).
 
   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 fenómenos atmosféricos (como as nuvens).
 
 Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrónomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
 
   Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogénio no seu núcleo, libertando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço. 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 astrónomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço.
 
   A massa total de uma estrela é um fator determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, como é o caso do diâmetro, rotação, movimento e temperatura.
 
   Para determinar a idade e o estado de evolução de uma estrela, pode utilizar-se um diagrama que é conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R).
 
   As estrelas formam-se a partir do colapso de uma nuvem de material composta principalmente por hidrogénio e vestígios de outros elementos mais pesados. Para que o núcleo estelar possa ser suficientemente denso, parte do hidrogénio é gradualmente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.
	Que tipos de estrelas existem?
	
		
Supernovas
   São estrelas de grandes dimensões que morrem com uma explosão violenta. Durante a explosão, a estrela lança para o espaço toda a matéria que "fabricou" ao longo da sua vida.
Estrela de neutrões
   É um pequeno aglomerado de partículas fortemente agrupadas, que resta após a explosão de uma supernova. Estas estrelas têm movimento de rotação muito rápido - cerca de 1000 rotações por segundo. Durante este movimento emitem regularmente raios X que se detectam em radiotelescópios - chamam-se pulsares.
Anãs-brancas
   São estrelas pequenas com massa idêntica à do sol. Tornam-se enrugadas e contraem-se até ao tamanho de um pequeno planeta. Estas estrelas arrefecem lentamente e irradiam para o espaço todo o calor que lhes resta? Acabam finalmente por se extinguir. Um dia, o Sol morrerá. Pensa-se que se transformará numa anã-branca.
Buracos negros
   São as estrelas de enormíssimas dimensões que originam os mais misteriosos corpos do Universo. No final da sua vida, tornam-se de tal modo densas que atraem tudo a sua volta - nem a luz nem a matéria escapa da estrela. Estas estrelas acabam por desaparecer completamente, provocando um Buraco negro no Espaço.
Quasar
   É um corpo celeste, tipo estelar, que emite uma radiação muito intensa. Tem uma coloração azulada. No centro do quasar (núcleo) libertam-se grandes quantidades de raios X e radiações ultravioleta. Em torno do núcleo, existem nuvens de gases que se movem, aproximadamente, à velocidade da luz. Devido à sua semelhança com as estrelas passaram a chamar-se fontes de rádio quase-estrelas ou quasares. Surgiram nos primeiros tempos de formação do Universo e encontram-se a distâncias enormes.
	As nebulosas são grandes aglomerados de gás e de poeiras, onde se formam as estrelas. São chamadas de bercários de estrelas.
 
   As estrelas são o constituinte básico do universo. Mas elas não existem desde sempre. A sua formação iniciou-se no passado há muitos e muitos milhões de anos e continua a ocorrer nos dias de hoje.
 
   As estrelas formam-se a partir do colapso de uma nuvem de material composta principalmente por hidrogénio e vestígios de outros elementos mais pesados. Para que o núcleo estelar possa ser suficientemente denso, parte do hidrogénio é gradualmente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.
 
   A formação de uma estrela é um fenómeno que não acontece na região do espectro eletromagnético correspondente à radiação visível, pelo que não o podemos observar com a nossa visão.
 
   Foi apenas com o aparecimento da radio-astronomia e, mais recentemente, da astronomia de infra-vermelhos, que começou a ser possível estudar aprofundadamente a formação de uma estrela.
 
  Nos estágios iniciais de formação, a estrela embrionária, habitualmente designada por proto-estrela, não é, ela própria, visível, por se encontrar no interior de uma grande nuvem de gases e poeiras. A maior parte da radiação é emitida nas regiões do infra-vermelho e do rádio. Por este motivo, os astrónomos têm que observar nestes comprimentos de onda e procurar sinais indiretos que evidenciem estrelas em formação, como seja a presença de discos circum-estelares e de jatos de matéria expelida ao longo dos pólos da proto-estrela.
 
   O nascimento de novas estrelas está intimamente ligado à morte de muitas outras. De facto, uma estrela vive enquanto tiver combustível para alimentar a sua fornalha termonuclear. Quando este se esgota, a estrela já não consegue suportar o peso das suas camadas e acaba por colapsar. Este colapso é determinado pela massa da estrela. Por vezes, a massa é tão elevada que este colapso dá lugar a um dos fenómenos mais catastróficos conhecidos: uma supernova.
 
   Uma supernova, ao contrário do que o nome parece indicar, não é uma estrela nova, mas sim uma explosão espetacular de uma estrela que terminou a sua vida. Esta explosão espalha os elementos constituintes da estrela pelo espaço, ao mesmo tempo que permite a formação de elementos mais pesados que o ferro. Estes elementos serão depois a semente de formação de mais estrelas algures na imensidão do espaço, completando, assim, um grande ciclo cósmico. Algumas destas estrelas poderão ser acompanhadas pela formação de planetas, tal como a Terra.
 
 Assim, pode-se dizer que todos os elementos existentes à nossa volta, com a exceção do hidrogénio e do hélio, foram sintetizados nas estrelas.
 
   Já tinhas descoberto que o nosso planeta e até o nosso corpo são compostos por fragmentos de matéria produzida nas estrelas?
 
	O ciclo de vida das estrelas
	
		
 
   As estrelas pequenas, tal como o Sol, no final da sua vida dão origem a nebulosas planetárias. Depois de algum tempo, que pode ser de milhões de anos, a zona central da estrela transforma-se em anã branca - uma pequena esfera muito densa e com pouco brilho.
 
   As estrelas de grandes dimensões, quando começam a esgotar o seu combustível, expandem-se, sofrendo explosões violentas. A estrela em explosão chama-se supernova. Esta explosão é tão brilhante como todas as estrelas juntas de uma galáxia.
 
   O núcleo que resta da explosão de uma supernova pode formar uma estrela de neutrões - estrelas muito pequenas e extremamente densas que são fontes pulsantes de ondas de rádio -os pulsares.
 
   As estrelas com massa muito maior que a do Sol, após a fase das supernovas, originam buracos negros, objetos tão densos que atraem tudo, incluindo a própria luz.
 
   Os quasares são os objetos mais longínquos conhecidos, com a aparência de estrelas; daí a designação de quasar, que significa objeto "quase estelar". Estes objetos brilham muito mais do que uma estrela normal.O Diagrama HR
O Diagrama de Hertzsprung Russell, conhecido como diagrama HR, foi descoberto independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, como uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial.
 
Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou de anãs. Desta forma, o Sol e a estrela Capela têm a mesma classe espectral, isto é, a mesma cor, mas Capela, uma gigante, é cerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol. Russel estendeu o estudo de Hertzsprung para as estrelas mais quentes, graficando as 300 estrelas para as quais a paralaxe havia sido medida naquela época. 
Tanto a luminosidade (ou magnitude absoluta) como a temperatura superficial de uma estrela, são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral. A figura anterior mostra um diagrama HR para um conjunto de estrelas nas proximidades do Sol. Nesse diagramas, os astrônomos adotam a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda, e a luminosidade para cima. A primeira coisa que se nota em um diagrama HR, é que as estrelas não se distribuem igualmente nele, mas se concentram em alguns partes. A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada seqüência principal. O fator que determina onde uma estrela se localiza na seqüência principal é a suamassa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. As estrelas da seqüência principal têm, por definição, classe de luminosidade V, e são chamadas de anãs. Um número substancial de estrelas também se concentra acima da seqüência principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes, com classe de luminosidade I. Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. Apesar do nome, as anãs brancas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores que abrange desde as mais quentes, que são azuis ou brancas, e têm temperatura superficiais de até 200 000 K, até as mais frias, que são vermelhas, e têm temperaturas superficiais de apenas 3500 K.
Diagrama Hertzsprung-Russell para 41453 estrelas observadas pelo satélite HIPPARCOS, com incertezas nas distâncias menores do que 20%, acessível na página da ESA. As cores indicam o número de estrelas em uma caixa de 0,01 mag em V-I e 0,05 mag em MHp (magnitude absoluta no sistema fotométrico do Hipparcos). Este é um diagrama de Hess, pois a terceira dimensão (cor) mostra a densidade de estrelas.
É importante notar que o fato de uma estrela estar "na" ou "fora da" seqüência principal não se refere à sua posição no espaço, mas apenas à posição do ponto no diagrama HR que representa sua luminosidade e temperatura. Estima-se que em torno de 80% das estrelas nas vizinhanças do Sol são estrelas da seqüência principal. Aproximadamente 20% são anãs brancas e menos do que 1% são gigantes, supergigantes ou anãs marrons.
Ao interpretar o diagrama HR, temos que levar em conta os efeitos de seleção: as estrelas intrinsecamente mais brilhantes são mais prováveis de aparecerem no diagrama, já que podem ser vistas a distâncias maiores. Isso significa que se fizermos um diagrama HR de uma amostra de estrelas limitada por magnitude aparente, um grande número de estrelas intrinsecamente brilhantes vão aparecer. Se fizermos outro diagrama HR, com uma amostra de estrelas limitada pela distância ao Sol, o diagrama será diferente. A aparência do diagrama HR de estrelas pertencentes a um determinado aglomerado de estrelas depende fortemente da idade do aglomerado, e por isso esses diagramas são importantes para estudos de evolução estelar.
Para uma amostra de estrelas limitada por brilho ou por distância, a seqüência principal não é uma linha fina, mas uma banda larga, especialmente no extremo vermelho, frio. A largura da seqüência principal não é devido a erros nas medidas das distâncias às estrelas, mas sim a variações na composição química de estrelas de mesma massa.
Histograma do número de estrelas perto do Sol, por tipo. A distribuição de estrelas por massa na seqüência principal chama-se Função Inicial de Massa (IMF), e indica que para cada 300 estrelas de 1 massa solar existe somente uma com 10 massas solares [IMF~(M/MSol)-2,35, Edwin E. Salpeter (1925-2008) 1955, Astrophysical Journal, 121, 161].
Diagrama de Hess
Uma forma mais completa de representar o diagrama cor-magnitude é o Diagrama de Hess, proposto em 1924 por R. Hess em seu artigo Die Verteilungsfunktion der absol. Helligkeiten etc., publicado noProbleme der Astronomie. Festschrift fur Hugo v. Seeliger (Springer: Berlin), p. 265, e mostra a densidade relativa da ocorrência de estrelas em cada ponto do diagrama de Hertzsprung-Russell.
Diagrama de Hess obtido pelo Sloan Digital Sky Survey para as estrelas mais fracas que magnitude aparente g=14 e com latitude galática b>80°, mostrando que o maior número de estrelas é de anãs vermelhas da sequência principal, seguido de anãs brancas.
Aglomerados Estelares
As estrelas de um cúmulo ou aglomerado estelar normal formaram-se da mesma nuvem de gás e portanto têm a mesma idade, a mesma composição química e, aproxidamente, a mesma distância. Quanto mais próximo o aglomerado está da Terra, maior é o seu diâmetro aparente (angular).
Existem aglomerados abertos com dezenas a centenas de estrelas, como as Plêiades, também chamadas de As Sete Irmãs, pois podemos ver sete estrelas a olho nu. As Plêiades, catalogadas como M45 e NGC 1432, na constelação do Touro, têm magnitude aparente total de 1,20, estão a 410 anos-luz da Terra, têm um diâmetro aparente de 110', quase 2°, e aproximadamente 20 milhões de anos. Naturalmente em um campo (área) tão grande, um grande número de estrelas naquela direção não pertence ao aglomerado.
 
Existem cerca de 160 cúmulos globulares na nossa Galáxia, com centenas de milhares de estrelas, como Ω Centauri. Este cúmulo, também chamado de NGC 5139, está a 17 000 anos-luz na Terra, na constelação do Centauro, tem magnitude aparente total de 3,70 e diâmetro de 36', equivalente a 170 anos-luz.
  
Ω Cen está a cerca de 15 mil anos-luz da Terra, tem cerca de 12 bilhões de anos, e as estrelas azuis observadas pela nova câmera do Telescópio Espacial Hubble, no centro, são causadas por interação entre estrelas binárias próximas.
Cúmulo globular M80, contém centenas de milhares de estrelas e está localizado a 28 mil anos-luz da Terra. 
Diagrama HR de diversos aglomerados e cúmulos estelares. A idade de cada aglomerado é medida calculando-se a idade da estrela que está saindo da seqüência principal (Turn-Off Point), e está indicada no lado direito da figura. Essa figura foi publicada pelo astrônomo americano Allan Rex Sandage (1926-2010) em 1957. 
Para cúmulos e aglomerados de estrelas, que nasceram da mesma nuvem de gás e, portanto, iniciaram suas vidas com a mesma composição química, a seqüência principal no diagrama HR é uma linha fina.
Diagrama HR do cúmulo globular mais próximo de nós, M4, observado com o Telescópio Espacial Hubble, e publicado por Harvey B. Richer (UBC), J. Brewer (UBC), Gregory G. Fahlman (NRC/HIA), Jason Kalirai (UBC), Peter B. Stetson (NRC/HIA), Brad M.S. Hansen (UCLA), R.Michael Rich (UCLA), R.A. Ibata (Strasbourg), B. K. Gibson (Swinburne), Michael Shara (AMNH) em 2004 no Astronomical Journal, 127, 2904. 
Diagrama HR do cúmuloglobular NGC 6397, observado durante 126 órbitas com o Telescópio Espacial Hubble e publicado por Harvey B. Richer (UBC), Aaron Dotter (Dartmouth), Jarrod Hurley (Swinburne), Jay Anderson (Rice), Ivan King (Washington), Saul Davis (UBC), Gregory G. Fahlman (HIA/NRC), Brad M. S. Hansen (UCLA), Jason Kalirai (UCSC), Nathaniel Paust (STScI), R. Michael Rich (UCLA), Michael M. Shara (AMNH) no Astronomical Journal, 135, 2141, em 2008, mostrando tanto a sequência principal quanto a faixa de esfriamento das anãs brancas, até as anãs brancas mais frias, que se tornam azuis por absorção devido a formação de pseudo-moléculas de H2 ou H-He, por colisões. As estrelas selecionadas para o diagrama têm movimento próprio indetectável, comparando com imagens obtidas vários anos antes com o Wide Field Planetary Camera II e, portanto, não estão na frente do cúmulo. Don Earl Winget (1955-), Kepler de Souza Oliveira Filho (1956-), Fabíola Campos, Mike Houston Montgomery, Leo Girardi, Pierre Bergeron & Kurtis Williams publicaram em 2009 o artigo The Physics of Crystallization from Globular Cluster White Dwarf Stars in NGC 6397, no Astrophysical Journal Letters, 693, L6, mostrando que o acúmulo de anãs brancas em mF814W=26.5 demonstra a existência a cristalização e a transição de fase com liberação de calor latente predita por Hugh Van Horn (1968, Astrophysical Journal, 151, 227). 
Imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble do cúmulo R136, no centro da região de 30 Doradus, com as estrelas mais massivas conhecidas. A região de 30 Dor fica a 170 mil anos-luz, na Grande Nuvem de Magalhães. 
Evolução de um aglomerado desde idade zero até cerca de 10 bilhões de anos. Com o passar do tempo, estrelas cada vez de mais baixa massa saem da seqüência principal, tornando-se gigantes e depois supergigantes.
Tempo nuclear
Mesmo depois de saírem da seqüência principal, as estrelas continuam produzindo energia através de reações termonucleares, transformando o hidrogênio em hélio nas camadas externas ao núcleo e, se tiverem massa suficiente para atingir a temperatura necessária, sucessivamente hélio em carbono, carbono em oxigênio, etc, até a síntese do ferro. Nessas reações sucessivas, 0,1% da massa se transforma em energia, comparado com o 0,7% na seqüência principal.
   
Uma estrela na seqüência principal queima H no núcleo. Depois de sair da seqüencia principal, queima H em uma camada externa ao núcleo, agora de He. Se tiver massa suficiente, queimará também o He, C, O, ...
Podemos estimar a energia total produzida pelo sol através de reações termonucleares supondo que 8 milésimos (0,8%) de sua massa total se transforma em energia:
O tempo que essa fonte de energia é capaz de sustentar a luminosidade do Sol, supondo que essa luminosidade permanecesse constante, é chamado tempo nuclear.
Entretanto:
a luminosidade fora da seqüência principal, isto é, quando a estrela torna-se gigante e supergigante é muito maior, até 106 vezes, que a luminosidade na seqüência principal. Este é o fator principal porque este tempo nuclear está superestimado por um fator de 10.
o Sol nunca queimará o carbono e, portanto, não chega ao 0,008 da massa inicial.
no máximo 0,6 MSol serão transformados em C/O.
Estes três fatores levam a:
tempodepois da SP=0,1 tempoSP
 
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A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. As estrelas mais massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo convectivo, mas atmosfera radiativa. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.