Estrelas

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Estrelas
	Estrelas
	Em termos gerais, podemos dizer que uma estrela é uma grande bola luminosa, constituída por plasma, e que é mantida pela força da gravidade. O plasma é o estado da matéria mais abundante no Universo e é similar ao gás, porém possui propriedades muito diferentes dos outros estados da matéria (sólido, líquido e gasoso).
	As estrelas variam em termos de tamanho, massa, cor, temperatura, idade, composição química, etc.
	Classificação espectral:
	Podemos classificar as estrelas conforme a sua classe espectral. Para isso são utilizadas as seguintes letras, em ordem decrescente de temperatura à superfície: O, B, A, F, G, K, M.
	Classe O	Estrelas azuis. Temperaturas superiores a 30.000 K. Exemplo: Zeta Orionis.
	Compostas de Hélio ionizado e metais; raias de hidrogênio de baixa intencidade.
	Classe B	Estrelas de cor entre o azul e o branco. Temperaturas entre os 10.000 K a 30.000 K. Exemplo: Rigel.
	Compostas de Hélio neutro, metais ionizados; raias de hidrogênio de alta intencidade.
	Classe A	Estrelas brancas. Temperaturas entre 7.500 K a 10.000 K. Exemplo: Deneb.
	Compostas de Linhas (raias) de Balmer do hidrogênio dominantes, metais fracamente ionizados.
	Classe F	Estrelas de cor entre branco e amarelo. Temperaturas entre 6.000 k a 7.500 k. Exemplo: Fomalhaut.
	Compostas de Metais neutros e fracamente ionizados; raias de hidrogênio de baixa intencidade.
	Classe G	Estrelas amarelas. Temperaturas entre 5.000 K a 6.000 K. Exemplo: Sol.
	Compostas de Cálcio fracamete ionizado e metais neuros; raias de hidrogênio de baixa intecidade.
	Classe K	 Estrelas cor de laranja. Temperaturas entre 3.500 K a 5.000 K. Exemplo: Arturo.
	Compostas de Metais neutros. Raias moleculares começam a aparecer.
	Classe M	Estrelas vermelhas. Temperaturas abaixo dos 3.500 K. Exemplo: Betelgeuse.
	Compostas de Raias de óxido de titânio molecular dominantes; metais neutros.
	Diagrama de Hertzsprung-Russell.
	No início do séc. XX, o astrónomo norte-americano Henry Norris Russell e o astrónomo dinamarquês Ejnar Hertzprung, descobriram de forma independente, que existe uma relação entre a luminosidade (magnitude absoluta) com a temperatura superficial das estrelas. Dessa descoberta foi criado o diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R), para representar essa relação.
	Diagrama de Hertzsprung-Russell.
	Propriedades de Estrelas
	As estrelas que vemos no céu noturno estão centenas de milhares de vezes mais distantes de nós do que os astros do sistema solar (planetas e o Sol, este último também uma estrela). A estrela mais próxima (depois do Sol) está tão longe que a nave espacial mais rápida que já desenvolvemos levaria quase 100.000 anos para chegar até ela. Ainda assim, por curiosidade e ambição, queremos saber como as estrelas se formam, por que estágios passam e como deixam de existir. Como podemos aprender sobre objetos tão remotos e fora de nosso alcance? Este texto lhe transmite algumas idéias de como podemos aprender e o que descobrimos sobre as estrelas.
Tipos de estrelas
	Tipos de estrelas
	Anã branca
	 Estrela pequena e quente, que se acredita assinalar o estágio final de evolução de uma Estrela como o Sol. Uma Anã branca é mais ou menos do tamanho da Terra, embora contenha tanta matéria quanto o Sol. Essa matéria compacta é tão densa que um dedal dela pesaria uma tonelada ou mais. As Anãs brancas são tão fracas que mesmo as mais próximas de nós, que giram em torno de Sirius e de Procyon, só são vistas com telescópio.
	Anã vermelha
	 Estrela fria e fraca, de massa menor que a do Sol. As Anãs vermelhas são provavelmente as Estrelas mais abundantes em nossa galáxia, embora seja difícil observá-las em virtude de seu brilho fraco. Mesmo as Anãs vermelhas mais próximas, Próxima Centauri e a Estrela de Barnard, são invisíveis sem telescópio.
	Binária Eclipsante
	Par de Estrelas que giram em órbitas uma da outra. Assim, periodicamente uma delas passa em frente da outra para o observador na Terra. A primeira binária eclipsante descoberta foi Algol.
	Estrelas binárias (ou Estrela dupla)
	Par de Estrelas que giram uma ao redor da outra. A maioria das binárias dá, a olho nu, a impressão de ser uma Estrela simples. Algumas dessas Estrelas estão tão próximas entre si que sua existência só pode ser deduzida a partir da análise espectroscópica da luz que emitem. Em algumas binárias uma Estrela eclipsa periodicamente a outra.
	Estrela de nêutrons
	Pequena Estrela densa, que se acredita assinalar o ponto final da evolução de Estrelas com massa maior que o Sol. Uma Estrela de nêutrons tem diâmetro de apenas cerca de 15 quilômetro, embora contenha tanta matéria quanto nosso Sol. Essa matéria está comprimida de tal maneira que um dedal pesaria milhares de milhões de toneladas. Acredita-se que os pulsares, poderosas fontes de ondas de rádio, sejam Estrela de nêutrons.
	Estrela variável
	Estrela cuja produção de luz apresenta variações. Algumas variam de tamanho, como as variáveis cefeídas; outras são Estrelas duplas próximas, que periodicamente se eclipsam. Em 1975, mais de 25.000 Estrelas foram classificadas em nossa galáxia.
	Gigantes Vermelhas
	Estrelas maiores que o Sol, e de temperatura mais baixa. Acredita-se que o estágio de gigante vermelha seja alcançado próximo ao fim do ciclo de existência de uma Estrela, quando ela se expande por força da pressão da radiação produzida pelas reações termonucleares ocorridas em seu núcleo. O Sol deverá se transformar numa gigante vermelha semelhante a Arcturus, dentro de mais ou menos 5.000 milhões de anos. As Estrelas que se tornam dezenas ou centenas de vezes maiores do que o Sol são chamadas supergigantes.
	Nebulosa
	Massa de poeira e gás em nossa galáxia. Algumas nebulosas são brilhantes, o que resulta da difusão da luz de Estrelas situadas em seu interior. Outras são mais escuras.
	Nebulosa planetária
	 Massa esférica de gás que, vista através de um pequeno telescópio, apresenta um disco, semelhante a um planeta, o que explica o seu nome. De fato, essas nebulosas nada têm a ver com planetas; acredita-se que sejam as camadas externas de antigas Estrelas gigantes vermelhas que passaram a vagar no espaço; seus núcleos teriam se transformado em anãs brancas.
	Nova
	Estrela que está explodindo. Em um único dia, seu brilho aumenta 10.000 vezes ou mais, para depois esmaecer lentamente num período de semanas ou meses. Acredita-se que as novas sejam sistemas de Estrelas duplas nas quais o gás flui de uma Estrela para uma anã branca irmã. Esse gás se inflama e é expelido da anã branca, causando a erupção de brilho. Uma Estrela não é devastada por uma explosão de nova; assim o processo pode se repetir, ao contrário do que se acredita que ocorra com as supernovas.
	Pulsar
	Fonte de rádio de pulsação rápida que se acredita ser uma Estrela de nêutrons giratória e que emite um feixe de radiação semelhante à luz de um farol. Os pulsares foram descobertos em 1967, e hoje já são conhecidos cerca de 150 pulsares. O pulsar mais rápido pulsa 30 vezes por segundo (centro da nebulosa do Caranguejo) e os mais lentos pulsam uma vez em cada 3 segundos, mais ou menos.
	Quasar
	Objeto de grande intensidade de brilho, situado num ponto remoto do espaço, e que se acredita ser o centro de uma galáxia em formação. Os quasares são tão pequenos que parecem Estrelas mesmo nos maiores telescópios; mas eles produzem milhares de vezes mais energia do que uma galáxia como a Via-Láctea. Talvez sua energia se origine de um buraco negro gigante existente em seu centro.
	Supernova
	Explosão brilhante de uma Estrela de massa elevada, no fim de sua existência. Numa supernova a Estrela brilha com uma intensidade milhões de vezes maiores do que o seu brilho normal. As camadas exteriores da Estrela são expelidas, formando um objeto como a nebulosa do Caranguejo; o núcleo da Estrela pode se transformar
numa Estrela de nêutrons, ou mesmo num buraco negro.
	Variável cefeída
	Tipo de Estrela cuja produção de luz varia regularmente, à medida que se contrai e se expande. Trata-se de Estrelas gigantes, dezenas de vezes maiores que o Sol, e centenas de milhares de vezes mais brilhantes. A variáveis cefeídas são importantes indicadores de distância na astronomia.
Distâncias
	Distâncias - Paralaxe Trigonométrico
	Contrariamente a outras ciências, a Astronomia é inteiramente observacional. Não podemos fazer experimentos em Astronomia. Não podemos manipular os objetos astronômicos e ver como se comportam. O primeiro passo para poder entender os astros é o de determinar suas distâncias a nós. Obviamente, não podemos usar uma fita métrica ou enviar uma sonda espacial e determinar o quão longe ela viaja até atingir uma estrela. Métodos como enviar sinais de radar e esperar pelo seu eco por reflexão também não funcionam pois: (1) estrelas são bolas de gás quente e não possuem um superfície refletora eficiente; (2) elas estão tão longe que um sinal de radar levaria vários anos para chegar e ser refletido de volta, mesmo para a estrela mais próxima.
	Um método eficaz de se medir grandes distâncias vem sendo usado há milênios: observar um objeto a partir de dois pontos diferentes, determinando a distância ao objeto através do uso da trigonometria. O objeto, ao ser visto de pontos diferentes, parecerá mudar de posição com relação às coisas que estão ainda mais distantes e que compõem o fundo sobre o qual o objeto está projetado. O deslocamento angular, chamado de paralaxe, é um ângulo de um triângulo e a distância entre os dois pontos de observação, bem como a distância ao objeto, são lados do mesmo triângulo. Relações trigonométricas básicas entre os lados de um triângulo e os seus ângulos são então usadas para calcular todos os elementos do triângulo. Este é o método da paralaxe trigonométrica.
	O lado do triângulo entre os pontos de observação, designado por B na figura acima, é chamado de linha de base. O ângulo p é o paralaxe da árvore e é proporcional à linha de base. Se o paralaxe p é muito pequeno para poder ser medido, devido à grande distância à árvore, então faz-se necessário aumentar a distância entre os dois pontos de observação, ou seja, aumentar a linha de base. Normalmente, seria necessário usar funções trigonométricas como a tangente ou o seno, mas se o ângulo p é muito pequeno, há uma relação mais simples entre o paralaxe p, a linha de base B e a distância d:
	p(") = (206265 × B)/d,
	Onde o ângulo p na fórmula acima é medido em segundos de arco (1° = 60´ = 3600 ", a última unidade usada nesta igualdade é o segundo de arco). Quanto mais distante o objeto, menor seu paralaxe. Como os valores de p das estrelas são muito pequenos, o segundo de arco é a unidade mais conveniente para exprimí-los. A ponta de uma caneta esferográfica, se vista de uma distância igual ao comprimento de um campo de futebol, cobre 1" aproximadamente.
	Como usar o paralaxe trigonométrico para medir distâncias às estrelas?
	Elas estão tão longe que se observássemos uma estrela de dois pontos opostos sobre a superfície da Terra, seu paralaxe ainda seria pequeno demais para ser medido. Precisamos de uma linha de base ainda maior. A maior linha de base que pode ser facilmente usada é o raio da órbita da Terra, que é também a distância da Terra ao Sol---uma unidade astronômica (UA) ou 149.6 milhões de quilômetros. A posição de uma estrela próxima com relação às mais distantes ao fundo é anotada duas vezes, usando dois pontos opostos na órbita da Terra (ou seja, em dias separados por seis meses). O paralaxe p será então a metade do ângulo total de deslocamento da estrela com relação aos objetos ao fundo (ver figuras abaixo).
	As distâncias às estrelas são enormes, muito maiores do que a unidade astronômica. Assim sendo, faz-se necessária a utilização de uma unidade de distância maior. Definimos 1 parsec (abreviatura: pc) como sendo a distância a uma estrela cujo paralaxe é de 1" (usando-se uma linha de base B = 1 UA). Usando a fórmula acima, vemos que 1 parsec = 206,265 unidades astronômicas. A estrela mais próxima de nosso sistema solar está a 1.3 parsec. Para convertermos parsecs em unidades convencionais como quilômetros ou metros, basta lembrarmos o valor da unidade astronômica nessas unidades. 1 UA = 149.6 milhões de quilômetros. Logo, 1 pc = 3.1 trilhões de km! Em anos-luz, 1 parsec = 3.26 anos-luz.
	Que unidade devemos usar para expressar as distâncias estelares: o ano-luz ou o parsec? Ambas são adequadas e comumente usadas pelos astrônomos. Entretanto, vale notar que se usarmos o parsec como unidade de distância e o segundo de arco como unidade de ângulo, nossa fórmula que relaciona as duas coisas se torna extremamente simples: p(") = 1/d.
	Paralaxes da ordem de 1/50=0.02" podem ser medidos da superfície da Terra. Isso significa que podemos determinar as distâncias de estrelas situadas a até 50 parsecs do sistema solar. Se uma estrela está além deste limite, seu paralaxe é pequeno demais para poder ser medido, o que nos obriga a usar métodos mais indiretos de determinação de distâncias. A distância média entre duas estrelas vizinhas é de 1 pc aproximadamente, o que faz com que possamos determinar as distâncias de algumas milhares estrelas próximas através da medida de seus paralaxes. Recentemente, a missão espacial Hipparcos completou seu trabalho de extender a base de dados de distâncias paraláticas. Instrumentos fantasticamente precisos foram instalados a bordo de um satélite em órbita da Terra, evitando assim os efeitos degradantes da atmosfera terrestre sobre as imagens astronômicas. Foi então possível medir paralaxes para 118,000 estrelas com uma precisão de 1/1000 = 0.001 " (em torno de 20 vezes melhor do que do solo)! Hipparcos mediu paralaxes para 1 milhão de outras estrelas com uma precisão de 1/20".
	Os triângulos que contêm a Terra, o Sol e uma estrela como vértices são muito mais alongados e finos do que os geralmente esquematizados nos livros de Astronomia. São tão finos que não precisamos nos preocupar com que distância estamos na verdade medindo com o paralaxe: a distância do Sol à estrela ou a distância da Terra à estrela. Observe o longo e fino triângulo mostrado acima. Levando em conta que este triângulo deveria ser mais de 4,500 vezes mais longo, mesmo para a estrela mais próxima, podemos ver que não faz diferença de que distância estamos falando. Os mais insistentes podem considerar os números da tabela abaixo. 
	distância do Sol à estrela mais próxima = 267,068.230220 UA = 1.2948 pc;
distância da Terra à estrela mais próxima = 267,068.230222 UA = 1.2948 pc;
distância de Plutão à estrela mais próxima= 267,068.233146 UA = 1.2948 pc!
	Sim, há de fato uma diferença ínfima entre as distâncias acima, mas em primeira aproximação, podemos dizer com segurança que as três são iguais.
	Vocabulário:
	Unidade astronômica parsec paralaxe trigonométrica
	Fórmulas:
	▪ Relação para pequenos valores de p: p (") = (206,265 × B)/d. A linha de base B e a distância d têm que estar expressas nas mesmas unidades.
	▪ Relação para pequenos valores de p: p(") = B / d. A linha de base B agora expressa em unidades astronômicas e a distância d em unidades de parsecs. No caso de medidas feitas da Terra, B = 1.
	Distâncias - Lei do Inverso do Quadrado
	Quando o método do paralaxe não é aplicável devido à grande distância à estrela, um método indireto chamado de Lei de variação de brilho pelo inverso do quadrado da distância pode ser aplicado. Este método se baseia no fato de que uma fonte de luz se torna mais fraca de maneira previsível à medida em que sua distância a um observador aumenta. Se sabemos a quantidade de luz que uma estrela emite, podemos então inferir sua distância a partir da medida do seu brilho. A quantidade de energia luminosa que uma estrela emite
por unidade de tempo é chamada de luminosidade (geralmente representada pela letra L). Estrelas se tornam mais tênues se suas distâncias aumentam porque sua luminosidade L se espalha sobre uma superfície cada vez maior.
	O "brilho" de uma estrela (chamado de fluxo) decresce com o quadrado de sua distância. O fluxo é a quantidade de energia que chega a uma área unitária (digamos, 1 cm2) de um detetor (por exemplo, nossos olhos, um filme fotográfico, um CCD) em um tempo unitário (digamos, 1 segundo). A energia de qualquer fonte de luz é irradiada radialmente em todas as direções. Assim, esferas concêntricas (centradas na fonte de luz) recebem a mesma quantidade de luz a cada instante.
	A mesma quantidade de energia tem que passar por cada superfície esférica, independentemente de seu raio. Como a área de uma superfície esférica de raio r é 4pr2, o fluxo F de energia por essa superfície será dado por:
	F = L / 4pr2
	Isso porque L é a energia que atravessa toda a esfera por unidade de tempo, sendo F a energia por unidade de tempo e por unidade de área. Essa é a lei do inverso do quadrado! Aumentando a distância o fluxo decresce com o quadrado do mesma.
	Colocado de outra forma, diminuindo o fluxo, a distância tem que aumentar com a raiz quadrada do mesmo. Se sabemos a luminosidade da estrela e medimos seu fluxo, então podemos determinar sua distância a nós.
	Vocabulário
	Fluxo - Lei de variação de brilho pelo inverso do quadrado da distância
	Fórmulas
	Lei do inverso do quadrado: Fluxo à distância r, F = L/4pr2, onde L é a luminosidade da estrela.
Magnitudes
	Sistema de Magnitudes
	O brilho das estrelas pode ser expresso por um sistema de magnitudes. O astrônomo grego Hiparco definiu este sistema por volta de 150 A.C. Ele alocou às estrelas mais brilhantes do céu uma magnitude m=1, às um pouco menos brilhantes do que as primeiras uma magnitude m=2, e assim por diante, até que todas as estrelas visíveis por ele tivessem valores de magnitude de 1 a 6, sendo este último valor atribuído às estrelas menos brilhantes do céu. Portanto, o sistema de magnitude é baseado no quão brilhantes são as estrelas a olho nu.
	No século XIX os astrônomos haviam desenvolvido os meios tecnológicos para medir objetivamente o fluxo de uma estrela. Ao invés de abandonar o antigo sistema de magnitudes, os astrônomos resolveram refiná-lo e torná-lo mais quantitativo. Observou-se então que uma diferença de 5 magnitudes correspondia a um fator de exatamente 100 vezes em fluxo. Os outros intervalos de magnitude foram estabelecidos com base na idéia da época de que o olho humano respondia a diferenças de brilho em um escala logarítimica, de forma que a magnitude da estrela não é diretamente proporcional ao fluxo recebido, mas ao seu logaritmo. Hoje sabemos que o olho não é exatamente um detetor logarítimico.
	Nossos olhos captam razões iguais de fluxo como intervalos iguais de brilho. Na escala de magnitudes, um intervalo de 1 magnitude corresponde a um fator de 1001/5, ou aproximadamente 2.512, em fluxo. Por exemplo, estrelas de magnitude m =1 são da ordem de 2.512 vezes mais brilhantes do que estrelas de magnitude m = 2. Comparadas com as de m = 3, o fator em fluxo é 2.512×2.512 = 2.5122 vezes. Continuando, as estrelas de magnitude m = 1 são 2.512×2.512×2.512 = 2.5123 vezes mais brilhantes do que as de magnitude m = 4, e assim por diante. Note que o fator 2.512 em cada caso é elevado a um expoente igual à diferença em magnitudes.
	Alguns objetos vão além dos limites originais do sistema de magnitudes concebido por Hiparco, cujos valores estavam no intervalo de 1 a 6. Alguns objetos bem brilhantes podem ter magnitude m = 0, ou mesmo negativa, enquanto objetos invisíveis a olho nu têm magnitude m > 6. É importante lembrar sempre que objetos mais brilhantes (de maior fluxo) têm magnitudes menores do que os objetos mais tênues. É um sistema muito esquisito, mas este é o preço da tradição!
	Magnitude Aparente
	A magnitude sobre a qual falamos acima é também chamada de magnitude aparente e está relacionada ao fluxo de um objeto medido por nós. Aqui vão alguns exemplos de magnitudes aparentes: Sol = -26.7, Lua = -12.6, Vênus = -4.4, Sirius = -1.4, Vega = 0.00, estrelas mais fracas que o olho pode detetar = +6.5, quasar mais brilhante = +12.8, objetos mais tênues já observados, m = 30. 
	
Como fazemos isso?
	A estrela A tem uma magnitude aparente m_A = 5.4 e a estrela B tem uma magnitude aparente m_B = 2.4. Qual a estrela mais brilhante e por qual fator? A estrela B é mais brilhante do que a estrela A porque sua magnitude aparente é numericamente menor. A estrela B é mais brilhante por 5.4 - 2.4 = 3 magnitudes. Em termos de fluxo, a estrela B tem um fluxo 2.512(5.4-2.4) = 2.5123.0 = 15.8 vezes maior do que a estrela A. Ou seja, a quantidade de energia por unidade de tempo e por unidade de área que recebemos de B é quase 16 vezes maior do que a que recebemos de A. 
	Magnitude Absoluta e Luminosidade
	Se uma estrela está a uma distância de 10 parsecs, sua magnitude aparente m é igual à sua magnitude absoluta M. Esta última é uma medida de luminosidade da estrela, já definida anteriormente como a quantidade total de energia irradiada por uma fonte por unidade de tempo. Se medimos a magnitude aparente de uma estrela e conhecemos sua magnitude absoluta, podemos determinar sua distância. Na verdade, a relação entre magnitude aparente, magnitude absoluta e distância nada mais é do que a lei de variação de brilho pelo quadrado da distância expressa em escala logarítimica. Esta relação pode ser expressa matematicamente pela fórmula:
	m = M + 5 log r(pc) -5,
	Onde m e M são as magnitudes aparente e absoluta da estrela, respectivamente, e r(pc) sua distância a nós em parsecs.
	Pela expressão podemos ver também que se medimos a magnitude aparente (fluxo) de uma estrela e conhecemos sua distância, podemos determinar sua magnitude absoluta (luminosidade). Note que esta última é uma propriedade da estrela em questão, não dependendo de sua distância. Por esta razão, a magnitude absoluta está associada às propriedades físicas do interior da estrela, sendo uma grandeza mais importante do que a magnitude aparente.
	A luminosidade L de uma estrela pode ser expressa em função de seu tamanho e de sua temperatura superficial: L = 4pR2 sT4 ,onde R é o raio da estrela (aproximando-a como uma esfera), T a temperatura nas suas camadas externas (chamada de fotosfera) e s é uma constante chamada de constante de Stefan-Boltzmann. A fórmula acima pode ser entendida se admitirmos que o fluxo na superfície da estrela é dado por F_S = sT4 , sendo portanto fortemente dependente da temperatura. A luminosidade então necessariamente será dada pela área externa da estrela multiplicada pela energia que flui por unidade de área e de tempo por esta área, F_S. O fato de depender fortemente da temperatura significa que mesmo pequenos aumentos na temperatura superficial da estrela (também chamada de temperatura efetiva) levam a grande aumento em sua luminosidade.
	Outra maneira de aumentar a luminosidade de uma estrela é aumentando o seu raio. Uma estrela grande tem luminosidade maior do que uma pequena se suas temperaturas efetivas são iguais. Dessa forma, podemos determinar o tamanho de uma estrela se conhecida sua luminosidade e temperatura efetiva. O tamanho é obviamente uma outra característica importante de uma estrela.
	A maioria das estrelas brilhantes do céu também é luminosa, seu alto fluxo resultando da combinação de sua luminosidade com uma distância relativamente pequena. Contudo, a maioria das estrelas próximas a nós é de baixa luminosidade. Presumindo que a vizinhança do sistema solar é uma região típica da Galáxia, podemos deduzir que o número de estrelas de baixa luminosidade é muito maior do que o de estrelas de alta luminosidade. As estrelas brilhantes que vemos mesmo nas grandes cidades são
as exceções da Via-Láctea! As estrelas de mais baixa luminosidade têm magnitudes absolutas M = +19, enquanto que as de mais alta luminosidade têm M = -8. Trata-se de um domínio enorme em luminosidades (lembre-se que cada unidade em M representa um fator 2.512 em luminosidade L). Veja a caixa ``Como fazemos isso?'' abaixo para ter mais alguns exemplos de como determinamos distâncias e luminosidades das estrelas a partir de suas magnitudes aparente e absoluta.
	Como fazemos isso?
	Definimos como módulo de distância a diferença entre a magnitude aparente e a absoluta de um objeto, ou seja, m - M. Pela expressão dada anteriormente, é fácil entender o nome: m - M = 5 log r(pc) - 5, sendo assim uma grandeza que depende apenas da distância à estrela. Se medimos, por exemplo, a magnitude aparente m e determinamos a distância a partir do método da paralaxe, podemos inferir imediatamente sua magnitude absoluta M. Tomemos o caso de Sirius: m = -1.44; medidas do Hipparcos lhe conferem uma distância de 2.6371 pc. Logo, sua magnitude absoluta é M = -1.44 - 5×log(2.6371) + 5 = -1.44 - (5×0.421127) + 5 = 1.45. 
	Invertendo a situação, se conhecemos a magnitude absoluta de uma estrela, medida sua magnitude aparente, determinamos sua distância. 
r(pc) = 10(m - M + 5)/5. 
	Por exemplo, Spica tem uma magnitude aparente de 0.98. Estrelas do seu tipo têm magnitudes absolutas M = -3.55; assim sendo, a distância que nos separa de Spica é r = 10[0.98 - (-3.55) + 5]/5 = 101.906 = 80.54 pc. Este valor está de acordo com a distância obtida pelo satélite Hipparcos usando medidas de paralaxe. 
	Conhecidas as magnitude absolutas de duas estrelas, podemos comparar suas luminosidades. Isso porque a magnitude absoluta é proporcional ao logaritmo da luminosidade: M1- M2= -2.5 log (L1/L2). Logo, L1/L2 = 10-0.4(M1- M2) ou L1/L2 = 2.512(M2- M1). Lembre-se que a estrela de maior luminosidade tem uma magnitude absoluta menor do que a de menor luminosidade, ou seja, se L1 > L2, M1 < M2 . 
Cor e Temperatura
	Cor e Temperatura
	Estrelas são densas e quentes esferas de gás. Elas emitem luz pela conversão de sua energia térmica (ou energia interna) em radiação eletromagnética (luz). Seu espectro de radiação é semelhante ao de um irradiador térmico perfeito ou corpo negro. Este produz um espectro contínuo, emitindo luz em todos os comprimentos de onda (l); o comprimento de onda l em que há um máximo de emissão depende da temperatura do objeto: quanto maior a temperatura do objeto, menor o comprimento de onda de luz em que se dá o máximo de emissão. Assim sendo, a cor das estrelas depende de sua temperatura---estrelas quentes são azuladas e estrelas frias são avermelhadas. Como quantificar a cor de uma estrela? Podemos observar as estrelas usando filtros que só permitem a passagem de luz restrita a um intervalo pequeno de comprimento de onda. Ao amostrarmos o espectro em dois ou mais diferentes domínios de comprimento de onda, podemos então determinar se o espectro é de uma estrela quente, morna ou fria. As estrelas mais quentes têm temperaturas da ordem de 60,000 K, enquanto as mais frias têm temperaturas de uns 3,000 K.
	O "índice de cor B-V" permite quantificar a cor de uma estrela usando medidas de magnitude em dois filtros: o filtro B, que só permite a passagem de luz no domínio azul do espectro e o filtro V, que transmite apenas a luz no domínio de comprimento de onda consistente com o verde-amarelo. A diferença de magnitudes B-V, portanto, quantifica a importância relativa desses dois domínios do espectro para o fluxo total da estrela.
	Uma estrela quente tem B-V próximo a zero enquanto que uma estrela fria possui B-V = 2.0 aproximadamente. Outras estrelas têm valores intermediários (o Sol, por exemplo, tem B-V = 0.6). Aqui vão os passos necessários para se determinar o índice de cor B-V.
	1°	Medir o fluxo da estrela usando cada um dos dois filtros (B e V).
	2°	Converter os fluxos medidos em magnitudes aparentes B e V.
	3°	Tomar a diferença entre as magnitudes aparentes obtidas, B-V.
	Lei de Wien e Temperatura
	Outra maneira de se determinar a temperatura de uma estrela é obtendo o seu espectro e aplicando a Lei de Wien, que relaciona a temperatura ao comprimento de onda em que se dá o máximo de emissão de luz pela estrela:
	T λ_m = 0.29 cm Kelvin
	Estrelas frias têm este máximo para comprimentos de onda relativamente longos (em direção ao vermelho), enquanto que as mais quentes têm um máximo de contínuo espectral em comprimentos de onda mais curtos (azul). Se pudéssemos aumentar a temperatura da estrela, o pico do espectro se deslocaria para o azul. Uma outra maneira de se determinar a temperatura, mais preciso do que os demais, faz uso não do contínuo do espectro, mas das linhas de absorção. Este método é mais bem detalhado mais adiante.
	A cor das estrelas
	Estrelas apresentam um amplo domínio de cores, que refletem a temperatura em suas atmosferas em concordância com lei de Wien. A cor de uma estrela é determinada pela parte de seu espectro visível que mais contribui para sua luminosidade total.
	Estrelas azuis são as mais quentes, as vermelhas as mais frias. No caso de estrelas, "frio" significa temperaturas da ordem de 2000 ou 3000K, umas 15 vezes mais quente do que nosso forno de casa. Estrelas azuis têm temperaturas de 20000K ou mais. O Sol é uma estrela amarela, de temperatura intermediária, próxima a 6000K. A cor de uma estrela pode ser quantificada pela medida do índice de cor. 
	É importante lembrar que temperatura e luminosidade de uma estrela não estão rigorosamente relacionadas. A lei de Stefan-Boltzmann estabelece que a luminosidade depende da temperatura elevada à 4a potência, mas também depende do raio da estrela ao quadrado (ou seja, é proporcional à sua área). Por exemplo, as coisas se resfriam mais rápido se as espalhamos (aumentando a área pela qual elas irradiam e perdem energia).
	Assim, é possível para uma estrela ser muito luminosa (emitindo muita luz por unidade de tempo) e, ainda assim, ser fria e vermelha. Para isso basta que a estrela seja muito grande (como uma gigante ou supergigante). 
Supernova
	Supernova
	Uma supernova é um corpo celeste que teve origem após a explosão de uma estrela cuja massa é aproximadamente 10 vezes superior à massa do Sol.
	Na formação de uma supernova, todo o hidrogênio é consumido e uma determinada estrela sofre um repentino aumento de brilho, com variações que podem atingir 19 magnitudes (cerca de 100 vezes mais brilhantes que uma nova ordinária). O brilho causado pela explosão de uma supernova pode demorar semanas ou até meses a desaparecer. As supernovas representam o começo da fase final da evolução das estrelas de grande massa.
	A explosão resulta de reações termonucleares não controladas que ocorrem no interior dessas estrelas, em consequência das quais a matéria é lançada no espaço a grandes velocidades. Nessa explosão, até 90% da estrela pode ser lançada no espaço. A massa restante se apresenta sob a forma de nuvem de gás em expansão (o resto da supernova) e, possivelmente um objeto estelar compacto, que pode ser uma estrela de nêutrons ( podendo atingir 15 km de diâmetro e que apresenta uma elevada densidade) ou um buraco negro (se for aproximadamente 30 vezes maior que o Sol).
	As supernovas mais recentemente observadas na nossa galáxia são a de 1604 (estrela de Kepler), a de 1572 (observada por T. Brahe) e a de 1054, registrada por astrônomos chineses e que deu origem à nebulosa de Caranguejo.
	Nebulosa Carangueijo
Estrelas de nêutrons
	Estrelas de nêutrons
	Estrelas de nêutrons são um dos possíveis estágios finais na vida de uma estrela. Elas são criadas quando estrelas com massa maior a oito vezes a do Sol esgotam sua energia nuclear e passam por uma explosão de supernova. Essa explosão ejeta as camadas mais externas da estrela, formando um remanescente
de supernova.
	Toda estrela tem um ciclo de nascimento, vida e morte e a estrela de nêutrons representa o estágio final para algumas estrelas que têm a massa de 8 ou mais vezes maior que a massa do sol.
	Durante toda sua vida as estrelas mantêm um estado de equilíbrio onde a energia liberada pela fusão de hidrogênio em seu núcleo (na maioria dos casos) gera uma pressão suficiente para contrabalançar a energia da compressão gravitacional da estrela sobre suas camadas mais externas, evitando que ela caia sobre si.
	Mas, quando uma estrela suficientemente grande já consumiu todo o hidrogênio de seu núcleo, o equilíbrio é perturbado. Ela começa a converter o hélio das camadas mais externas em elementos mais pesados e o processo de fusão vai ficando cada vez mais ineficiente (acontece que a fusão dos materiais que compõem a estrela depende do tamanho dela. Estrelas com massas muito pequenas não conseguem produzir calor suficiente para fundir elementos como o hélio porque quanto mais pesado for o material, maior a temperatura necessária para que haja a fusão).
	Durante esse processo a estrela vai liberando enormes quantidades de energia para o espaço e os materiais mais pesados gerados pela fusão do hélio começam a “cair” para o interior da estrela formando um núcleo cada vez mais compacto (ao final ele pode ter até 1015 g/cm³). Quanto mais matéria vai sendo sugada para o núcleo mais rapidamente ele gira gerando um campo gravitacional cada vez mais forte. O equilíbrio que havia entre as camadas externas e o núcleo da estrela se esvai e ela colapsa, explodindo em uma supernova. A camada mais externa é expulsa para o espaço e o que resta é uma estrela formada totalmente por nêutrons: devido à alta densidade, seus prótons e elétrons se unem no núcleo anulando-se.
	Uma estrela de nêutrons gira tão rápido que seu período rotacional pode levar apenas alguns milésimos de segundo. Quando o campo magnético da estrela de nêutrons não coincide com o seu eixo de rotação temos um pulsar: uma estrela que emite radiação (proveniente de seu movimento de rotação) de forma mais regular que o melhor dos relógios. O pulso é tão regular que no início os cientistas pensaram que os pulsos fossem algum sinal alienígena.
	Como as anãs brancas, estrelas de neutrons apresentam uma relação de proporção inversa entre massa e raio. Quanto maior a massa da estrela de neutrons, menor seu raio. Seu tamanho extremamente pequeno implica que elas giram muito rápido, devido à conservação de momento angular. A questão de conservação de momento angular é discutida abaixo para um caso simples da roda de um carro.
	É difícil calcular como é o interior de uma estrela de neutrons, pois a ele se aplica uma Física de condições extremas, não reprodutível em nossos laboratórios. Modelos sugerem que os neutrons comprimidos em uma configuração tão densa formam um "mar superfluido". Normamente, superfluidos, como o hélio líquido, ocorrem a temperaturas muito baixas. As baixas temperaturas são necessárias em função da presença de cargas elétricas (prótons e eléctrons); uma mistura densa de neutrons (com carga elétrica nula) pode se tornar superfluida mesmo a altas temperaturas. 
	O interior de uma estrela de neutrons consiste de um núcleo grande formado basicamente por neutrons e um pequeno número de protons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo encontra-se um manto de neutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres. 
	Pulsares
	Toda estrela possui um campo magnético, em geral fraco. Contudo, quando o núcleo de uma estrela é comprimido até atingir o estágio de uma estrela de neutrons (após uma explosão de supernova, por exemplo), o fraco campo magnético é também comprimido. As linhas de campo se adensam, tornando o campo magnético muito intenso. Um campo magnético forte, combinado com alta rotação produz fortes correntes elétricas na superfície da estrela de neutrons.
	Prótons e elétrons fracamente ligados à superfície da estrela são projetados para fora e fluem ao longo das linhas do campo magnético, em direção aos seus pólos norte e sul. O eixo magnético da estrela de neutrons não está necessariamente alinhado com o eixo de rotação (assim como na Terra); eles podem estar inclinados um com relação ao outro, como mostra a figura abaixo. 
	A estrela de neutrons em rotação tem duas fontes de radiação eletromagnética: 1) radiação síncroton não-térmica emitida por partículas presas ao campo magnético da estrela, e 2) radiação térmica devida às partículas que colidem com a superfície da estrela de neutrons junto aos pólos magnéticos. O componente de origem térmica inclui raios-x, radiação ótica e em rádio, dado que os prótons colidindo com a superfície a estrela têm velocidades extremamente altas. Dado o desalinhamento entre os pólos magnéticos, emitindo grande quantidade de radiação, e o eixo de rotação, a luz emitida pelos pólos varre diferentes direções no espaço como um farol. Somente quando a Terra encontra-se na direção da radiação dos pólos, podemos detetar a estrela de neutrons, como uma fonte que emite uma série de pulsos; tal objeto é conhecido como um pulsar.
	Pulsares foram descobertos por acidente em 1967 durante uma busca por fontes de rádio distantes. Um radiotelescópio especial, sensível a ondas de rádio de rápida variabilidade havia sido contruído. Um objeto encontrado possuía pulsos de radiação extremamente regulares. Seu período era de 1.337 segundo, com uma precisão de uma parte em 10 milhões. O comportamento típico de um pulsar é mostrado abaixo.
	Note que a forma dos pulsos é semelhante tanto para luz de alta energia (raios-X, primeiro gráfico) quanto para os domínios ótico (2o gráfico) e rádio do espectro, o que indica que a fonte de radiação na superfície da estrela de neutrons é a mesma para todos os comprimentos de onda.
	Discos de acresção
	Se uma supernova ocorre em um sistema binário, a companheira da supernova pode perder parte de suas camadas superficiais, mas sobreviverá à explosão. Uma estrela de neutrons então será formada próxima a esta estrela secundária. Quando esta última evoluir e se tornar uma gigante vermelha, seu envelope se expandirá, podendo ultrapassar seu lóbulo de Roche (ver parte sobre Sistema Solar); gás da secundária então irá espiralar em direção à estrela de neutrons, como representado no diagrama abaixo.
	O gás em queda sobre a estrela de neutrons formará um espesso disco de material ao redor desta última, chamado de disco de acresção. A forma de um disco se deve ao fato de que gás, proveniente da estrela secundária agora evoluída, mantém seu movimento orbital. Atrito entre camadas de gás em órbitas próximas ao longo do disco de acresção levam à perda de momento angular e ao movimento de queda em espiral em direção à superfície da estrela de neutrons. Como o gás em espiral se move para dentro do campo gravitacional desta última, sua energia gravitacional é convertida na forma de calor no interior do disco de acresção. 
	A liberação de energia gravitacional é maior na parte interna do disco de acresção, onde a temperatura então atinge valores de milhões de graus. Sendo o objeto no centro do disco muito compacto, uma fonte de alta energia se torna então presente, mesmo com uma modesta taxa de acresção de matéria. Tal região emitirá radiação nos domínios do ultravioleta e raios-x. A assinatura de uma estrela binária de raios-x deste tipo é vista abaixo. 
	Se o gás é transferido em grande quantidade do disco de acresção para a estrela de neutrons, a energia não consegue ser liberada suficientemente rápido, levando a um forte aumento na pressão. A tendência neste caso é de que eventualmente gás seja ejetado da estrela de neutrons
para diminuir a pressão, o que é mais facilmente feito ao longo dos pólos. Assim sendo, discos de acresção intensos em geral geram jatos de gases a alta velocidade em direções perpendiculares ao plano do disco de acresção.
Campo magnético
	Campo magnético
	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.
	Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do tipo T Tauri), reconstruído por meio de imagem Zeeman-Doppler.
Formação das estrelas
	Formação das estrelas
	Estrelas se formam dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar conhecidas como nuvens moleculares. São regiões extremamente frias (temperatura da ordem de 10 a 20K, próximas portanto do zero absoluto). A essas temperaturas, gases se tornam moleculares, ou seja, os átomos se agrupam para formar moléculas. CO e H2 são as moléculas mais comuns nas nuvens de gás interestelar. A baixa temperatura também favorece a aglomeração do gás a densidades mais altas. Quando a densidade atinge um um valor limite, estrelas se formam.
	A alta densidade das regiões onde se formam as estrelas impede a passagem de luz visível. Essas regiões, opacas à luz visível, são chamada de nebulosas escuras. Como não vemos a luz visível dessas regiões, temos que usar o infra-vermelho ou o domínio de rádio para estudá-las.
	A formação estelar inicia-se quando as regiões mais densas das nuvens moleculares colapsam sob a ação de sua própria gravidade. Tais regiões têm tipicamente uma massa de 104 massas solares na forma de gás e poeira. Essas regiões, geralmente no centro da nuvem molecular, são mais densas do que as partes mais externas, o que faz com que colapsem primeiro. À medida em que colapsam, as regiões centrais se fragmentam em pedaços, cada com algo em torno de 0.1 parsec de extensão e contendo de 10 a 50 massas solares. Esses fragmentos então formam as protoestrelas.
	A escala de tempo envolvida em todo este processo de colapso das regiões centrais das nuvens moleculares e de formação de estrelas é da ordem de milhões de anos.
	A maioria das regiões onde se formam as estrelas são fontes de infra-vermelho, o que indica a presença de gás em contração e aquecimento, pela conversão de energia potencial gravitacional em energia interna. Além disso, onde encontramos estrelas jovens, também vemos nuvens de gás ao seu redor, o resíduo da nuvem molecular escura após a formação das estrelas. E estrelas jovens são vistas em aglomerados, o que é compatível com a formação de estrelas a partir de fragmentos de uma mesma região no interior de uma nuvem molecular. 
Protoestrelas
	Protoestrelas
	Uma vez que um fragmento se destaca das outras partes da região de formação estelar, podemos considerá-lo como um objeto bem definido, com identidade própria e campo gravitacional destacado do restante da nuvem. Chamamos a este objeto de protoestrela. À medida em que se forma a protoestrela, gás cai em direção ao seu centro. O gás em contração converte energia cinética em energia interna (calor), fazendo com que tanto sua pressão quanto sua temperatura subam. Ao atingir alguns milhares de graus de temperatura, a protoestrela se torna uma fonte de infra-vermelho.
	Durante o colapso inicial, o fragmento é transparente à radiação e o colapso se dá rapidamente. À medida em que se torna mais denso, o fragmento se torna opaco. A radiação infra-vermelha não escapa do interior da protoestrela e a temperatura e pressão no centro começam a aumentar mais rápido. Em algum momento a pressão é suficientemente grande para conter o colapso e o objeto se torna uma protoestrela estável.
	A protoestrela, inicialmente, tem apenas algo como 1% de sua massa final; material continua a cair em direção ao centro da protoestrela, acumulando-se em suas regiões mais externas. Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonuclear iniciam-se em seu centro. Um forte vento estelar (radiação e partículas) é produzido, dando fim assim à queda do gás em direção ao centro. A protoestrela é agora considerada uma estrela jovem, já que sua massa não mais se altera e sua evolução futura está definida. 
	Estrelas nestas fases iniciais (chamadas de T-Tauri) são sempre encontradas no interior de nuvens de gás das quais nascem. Um exemplo é o aglomerado do Trapézio no interior da Nebulosa de Órion, visto no centro da imagem abaixo, obtida com o telescópio espacial Hubble.
	Estrelas jovens evoluem a partir de um aglomerado de protoestrelas mergulhadas nas regiões centrais de uma nuvem molecular e se tornam um aglomerado de estrelas T-Tauri cuja superfície quente e ventos estelares fortes aquecem o gás à sua volta e formam uma região HII (HII significa hidrogênio ionizado). Posteriormente, o aglomerado se quebra, o gás é expelido e as estrelas evoluem conforme mostrado abaixo.
	Frequentemente encontramos aglomerados de estrelas jovens próximos de outras estrelas jovens. Tal fenômeno se deve à formação estelar induzida por supernovas. As estrelas muito massivas são as primeiras a se formar no interior de uma nuvem e terminam sua vida como supernovas (a serem discutidas no final do texto). A explosão da supernova forma ondas de choque no interior da nuvem molecular, comprimindo o gás mais cercano e levando-o a formar novas estrelas.Tal fenômeno leva a uma formação coerente de estrelas (estrelas jovens encontradas próximas a outras estrelas jovens), sendo responsável pelo padrão de distribuição coerente de estrelas jovens que vemos em várias galáxias. Essa situação é representada diagramaticamente pela figura abaixo, onde (a), (b) e (c) são etapas sucessivas de formação estelar induzida.
Anãs Marrons
	Anãs Marrons
	Se uma protoestrela se forma com uma massa de 0.08 massa solar ou menos, sua temperatura central nunca atinge um valor alto o suficiente para que a fusão nuclear se inicie. Esta "estrela mal-sucedida" é chamada de anã marrom, sendo um objeto intermediário entre uma estrela e um planeta (como Júpiter). Abaixo vemos uma imagem de uma anã marrom próxima a uma estrela muito maior do que ela. A imagem foi obtida com o telescópio espacial Hubble. 
Tipos Spectrais de Estrelas
	Tipos Spectrais de Estrelas
	O espectro de uma estrela é a decomposição de sua luz em seus diferentes comprimentos de onda (l) ou freqüências (n). Os espectros estelares diferem uns dos outros, permitindo-nos classificá-los de acordo com suas características mais importantes. As classes ou tipos espectrais são baseados nas linhas de absorção
que encontramos em cada espectro. Algumas estrelas têm fortes linhas espectrais associadas ao elemento hidrogênio (classes A e F). Outras possuem linhas de hidrogênio fracas, mas fortes linhas de cálcio e magnésio (tipos G e K). Após anos catalogando as estrelas, foi possível definir 7 classes básicas: O, B, A, F, G, K e M. Vale observar que as classes espectrais se correlacionam fortemente com a temperatura; estrelas do tipo O são quentes, as de tipo M são frias.
	As classes foram posteriormente subdivididas em 10 subclasses, numeradas de 0 to 9. Por exemplo, nosso Sol é uma estrela do tipo G2. Sirius, uma estrela mais quente e branco-azulada, do tipo B3.
	Por que algumas estrelas têm linhas de hidrogênio intensas enquanto outras têm linhas de cálcio? A resposta está não em sua composição (todas as estrelas contêm em torno de 70% de sua massa na forma de hidrogênio), mas sim em sua temperatura.
	À medida que cresce a temperatura, os elétrons de um átomo adquirem mais energia, tornando-se menos ligados aos seus núcleos atômicos. A energia adquirida dos elétrons advém da interação dos seus átomos com a luz (o que resulta nas linhas de absorção) ou de colisões entre átomos. O caso de excitação colisional é representado a seguir.
	Se a colisão é suficientemente forte, um elétron pode ser arrancado do átomo, um processo que denominamos de ionização. O átomo é dito ionizado e é chamado de íon. Um átomo também pode ser ionizado se absorver um fóton. Este, na verdade, é o mecanismo mais eficiente de ionização no interior das estrelas. Ao perder todos ou muitos de seus elétrons, um átomo deixa de interagir com a luz e, portanto, de produzir linhas em absorção. Estrelas cujas temperaturas interiores são maiores terão mais íons e, portanto, menos linhas. A temperatura para a qual os átomos de um elemento em sua maioria se ionizam depende do elemento, o que faz com que para cada temperatura, vejamos somente linhas produzidas por determinados elementos, conferindo assim uma assinatura espectral típica daquela temperatura. 
	Como veremos mais adiante, as estrelas mais quentes (e, portanto, mais azuis) são, em geral, também mais massivas. Por conseguinte, a classe espectral está correlacionada não apenas à temperatura, mas também à massa das estrelas, assim como a seu raio e luminosidade. Para as estrelas "normais" (chamadas também de estrelas da seqüência principal, como veremos em breve) a seguinte tabela sumariza suas propriedades:
	Nosso Sol, portanto, é uma estrela ordinária, de tipo espectral G2: 
	Uma estrela de classe espectral B é bem maior, mais luminosa e mais quente. Um exemplo é a estrela HD93129A, cujo tamanho é mostrado abaixo em comparação com o Sol:
	Existem estrelas em um grande domínio de tamanhos e cores. Aldebaran, por exemplo, é uma supergigante vermelha: 
	Arcturus é uma gigante alaranjada: 
	Outros extremos em tamanho são também encontrados entre as estrelas; há estrelas que são muito pequenas, de tamanho comparável ao da Terra ou de um planeta gigante, como Júpiter. São as anãs brancas e as anãs marrons: 
	Existem também supergigantes azuis, como Rigel, assim como gigantes ou subgigantes amareladas como Capella ou Procyon. 
 
	Função de Luminosidade:
	Levantamentos de estrelas baseados em seu fluxo claramente levam-nos a selecionar mais estrelas luminosas, pois estas são visíveis a maiores distâncias. Seriam as estrelas brilhantes que vemos no céu típicas? Para respondermos a esta pergunta, precisamos determinar a função de luminosidade estelar, que nos dá o número de estrelas da Galáxia em função de sua luminosidade (ou magnitude absoluta).
	Uma função de luminosidade é construída contando todas as estrelas contidas em um determinado volume, supostamente representativo da Galáxia como um todo. O resultado é tipicamente algo mostrado na figura que segue: 
	Notamos então que as estrelas mais comuns que existem são as de baixa luminosidade e pequeno tamanho. As estrelas luminosas são raras. Como massa e luminosidade se correlacionam, podemos dizer também que estrelas massivas são raras. 
Estrelas de sequência principal
	Estrelas da Sequência Principal
	Uma vez começada a queima do hidrogênio no centro de uma protoestrela, ela rapidamente evolui, passa pela fase de T-Tauri (em alguns milhões de anos) e se torna uma estrela da sequência principal. Podemos dividir o seu interior em três regiões: o centro, no qual se dão as reações nucleares de fusão de H em He, uma zona convectiva e uma zona radiativa. Energia devida às reações nucleares, na forma de raios gama, neutrinos e partículas de alta energia, é gerada somente na região central. Essa energia é transferida para fora, seja por radiação eletromagnética, seja por convecção, dependendo da temperatura, densidade e opacidade do gás
	Abaixo vemos como é o interior de 3 tipos de estrelas: uma de tipo espectral O, outra de tipo espectral G (como o Sol) e outra de tipo espectral M. Note que uma estrela O é umas 15 vezes maior do que uma estrela G, e uma estrela M tem 1/10 do tamanho de uma G. Esta diferença de tamanho é representada pela segunda figura, logo abaixo.
	Estrutura interna de esrelas da sequência principal
	Observe que a região onde ocorrem as reações toma uma fração maior do interior da estrela quanto menor sua massa. Estrelas de alta massa têm regiões centrais bem pequenas e cercadas por um extenso envelope. A energia liberada na região central mantém o interior quente e produz a pressão necessária para contrabalançar a gravidade.
	Poderíamos pensar que, uma vez esgotado o hidrogênio no seu centro, uma estrela cessaria de brilhar. Mas o esgotamento de hidrogênio é acompanhado pela produção de hélio. Dessa forma, a região central da estrela não fica vazia, mas é preenchida com "cinzas"de hélio. 
	À medida em que aumenta a quantidade de hélio no centro, a taxa de produção de energia diminui até cessar. O processo de fusão de hidrogênio em hélio então se desloca para fora, no envoltório de hidrogênio que envolve o caroço de hélio (representado pela cor roxa na figura acima). Núcleos de hélio também podem ser consumidos pela fusão nuclear, mas a temperatura necessária para isso é de uns 100 milhões de graus, bem maior do que a temperatura de fusão do hidrogênio (em torno de uns 2 milhões de graus). Para estrelas pequenas, esta temperatura nunca é atingida, de forma que o centro rico em hélio permanece dormente.
	No início de sua existência, algo em torno de 74% da massa de uma estrela está na forma de hidrogênio, 25% em hélio e 1% em todos os demais elementos químicos. Pela fusão nuclear, a massa de hidrogênio diminui no centro. No Sol, por exemplo, passados 5 bilhões de anos, apenas 29% da região central é de hidrogênio, estando 70% da massa na forma de hélio. Ou seja, as reações nucleares alteram a composição química no interiores estelares.
	Note que, sendo as regiões centrais muito massivas, decorrem-se de centenas de milhares até bilhões de anos para que se esgote o hidrogênio nelas contido. Obviamente, estrelas que produzem mais energia, a consomem mais rápido e, portanto, se esgotam em menos tempo. As estrelas de alta massa são as mais luminosas, tendo assim um tempo de vida na seqüência principal mais curto: uns 10 milhões de anos para as estrelas mais massivas, de umas 20 ou 30 massas solares. Já estrelas como o Sol duram 10 bilhões de anos e estrelas com 0.1 massa solar, duram dezenas de bilhões de anos nessa fase de fusão de hidrogênio.
Gigantes Vermelhas
	Gigantes e Supergigantes Vermelhas
	À medida em que decresce o manancial de hidrogênio na região central, diminui a produção de energia pelas reações termonucleares. A tendência é então de haver uma queda de temperatura e pressão na região central. Esta queda de pressão leva à contração da região central, o que reverte a tendência de queda da temperatura. O aquecimento então realimenta a taxa com
que se dão as reações de fusão no centro. Cria-se também um envoltório (ou camada) ainda rico em hidrogênio que começa a converter hidrogênio em hélio. Ao se esgotar totalmente o hidrogênio no caroço central, esta camada passa a ser a única fonte de produção de energia na estrela.
	Uma vez iniciada a queima de hidrogênio na camada, a estrela se desloca rapidamente no diagrama HR, tornando-se um pouco mais luminosa e mais fria. A queda de temperatura na superfície se deve à uma pequena expansão das regiões externas, o que aumenta a área da superfície. Este aumento na área leva a um pequeno aumenta na luminosidade total.
	Quando cessa totalmente a fusão nuclear na região central, há nova queda de temperatura, agora acompanhada não de uma contração, mas de um colapso. Neste processo, como de hábito, energia potencial gravitacional é convertida em energia térmica, que serve para aumentar a camada envoltória onde se queima o hidrogênio. 
	Agora, a camada ao redor da região central é muito maior, liberando muito mais energia via fusão nuclear do que antes. Aumenta muito , portanto, a luminoside da estrela, levando à expansão de suas camadas mais externas, com conseqüente aumento da área de sua superfície e diminuição de sua temperatura efetiva. A estrela agora é uma gigante vermelha, cujo espectro é típico das classes espectrais K e M. A figura abaixo mostra, para diferentes massas, o deslocamento no diagrama HR de estrelas que saem da seqüência principal para se tornarem gigantes vermelhas.
	Todo o processo leva alguns milhões de anos, mas, no final, a estrela se torna uma gigante ou uma supergigante vermelha, dependendo de sua massa. De sua massa depende também o quão rápido é este processo de evolução da seqüência principal para uma gigante ou supergigante. Estrelas massivas e quentes, de tipo espectral O, evoluem muito rápido e se tornam supergigantes. Estrelas mais frias e menos massivas, de tipo G, por exemplo, levam uns 10 bilhões de anos e se tornam gigantes.
	Vale notar ainda que não vemos estrelas evoluídas com menos do que 0.8 da massa solar. Isso se deve ao fato de que o tempo de vida dessas estrelas na seqüência principal é maior do que a idade do Universo, de forma que elas ainda não tiveram tempo de chegar a se tornar gigantes, mesmo as mais velhas. Na verdade, uma forma de estimar um limite inferior para a idade do Universo é estimar a idade das gigantes vermelhas mais velhas que podemos observar.
	Evolução de Gigantes Vermelhas
	A evolução de uma estrela após a fase de gigante (ou supergigante) vermelha depende de sua massa. Em estrelas de massa maior do que 1 massa solar, a camada envoltória de queima de hidrogênio se move de dentro para fora, deixando para trás uma crescente região central rica em hélio. Esta última se torna mais massiva e compacta, sua temperatura e pressão interna continuamente aumentando.
	A densidade da região central aumenta até o ponto em que os elétrons livres no seu interior se tornam degenerados. A pressão dos elétrons degenerados é suficiente para conter a gravidade e a contração cessa. É como se o centro da estrela começasse a se comportar mais como um líquido incompressível do que como um gás. 
	Enquanto isso, a camada rica em hidrogênio continua produzindo mais energia e depositanto mais hélio fabricado pelas reações de fusão. Agora o caroço central aumenta de temperatura mas não se expande nem se contrai. Eventualmente a temperatura central atinge os 100 milhões de graus necessários para que possam ocorrer reações de fusão de hélio em carbono, em processo chamado de processo de triplo alfa. Como esquematizado abaixo, basicamente três núcleos de hélio (também chamados de partículas alfa) se juntam para formar um núcleo de carbono
	A energia liberada por este novo tipo de reação nuclear aumenta rapidamente a temperatura no centro da estrela. Em circunstâncias normais, este aquecimento levaria a um aumento de pressão, fazendo com que o caroço central se expandisse e resfriasse até um configuração de equilíbrio. Mas devido à degenerescência dos elétrons, a temperatura sobe, mas a região central não se expande (o equilíbrio neste caso não é devido à pressão de origem térmica, mas sim à dos elétrons degenerados). Aumento de temperatura significa aumento de produção de energia pelo processo triplo alfa, o que só faz aumentar ainda mais a temperatura, e assim por diante.
	Este processo do tipo "bola de neve" só termina quando a temperatura é tão alta que a liberação de energia pela fusão do hélio se torna explosiva. Isso ocorre a uns 300 milhões de graus. A este evento chamamos de surto de hélio. Dura apenas alguns minutos, mas durante o surto de hélio a luminosidade liberada nas regiões centrais é mais do que 100 vezes a luminosidade de toda a Galáxia! Toda esta energia, contudo, não chega à superfície da estrela, sendo usada para remover a degenerescência dos elétrons no centro da estrela.
	Para estrelas com mais de duas massas solares, o processo de fusão do hélio no centro começa antes de que ocorra a degenerescência dos elétrons. Assim sendo, não há surto de hélio, mas apenas uma transição mais suave de uma região central dormente para uma em que hélio é convertido em carbono. 
	Estrelas do Ramo Horizontal
	Uma vez iniciada a queima do hélio no centro da estrela (seja abrupta ou suavemente), a estrela passa a ter duas fontes de energia: fusão de hidrogênio em hélio em uma camada envoltória e fusão do hélio em carbono na região central. Nesta última região, uma vez que haja uma quantidade substancial de carbono, este elemento começa a se combinar com hélio para formar núcleos de oxigênio. O caroço central então se torna rico em núcleos de carbono e oxigênio. A produção de energia por dois processos aumenta a temperatura externa da estrela e ela passa para uma posição no diagrama HR que chamamos de ramo horizontal
	Estrelas com massa igual ou maior do que a solar se tornam menores e mais quentes, mantendo aproximadamente constante sua luminosidade. Elas migram para o ramo horizontal se movendo horizontalmente pelo diagrama HR. Estrelas de massa aproximadamente solar migram para uma posição correspondente a 10 luminosidade solares; estrelas de maior massa ocupam um ramo horizontal mais alto: 200 luminosidade solares. À medida que evoluem, estrelas do ramo horizontal atravessam a faixa de instabilidade. Por um período relativamente curto, portanto, as estrelas de alta massa se tornam variáveis Cefeidas e as de menor massa se tornam variáveis do tipo RR Lyrae. 
	Estrelas do Ramo Assintótico de Gigantes
	Depois de alguns milhões de anos no ramo horizontal, o hélio no centro de uma estrela também se esgota; sua região central agora é majoritariamente composta por núcleos de carbono e de oxigênio. A região central então se contrai e se aquece, formando uma camada envoltória (que anteriormente tinha temperatura menor do 100 milhões de graus) onde hélio é transformado em carbono e sobre a qual se situa a camada de queima de hidrogênio. Os elétrons no centro novamente se tornam degenerados, a estrela se expande e suas camadas externas se resfriam, caracterizando o estágio chamado de ramo assintótico de gigantes. 
	Inicialmente, a maior parte da energia é produzida na camada rica em hidrogênio, sendo a camada de hélio relativamente pequena. Contudo, à medida em que a camada de hidrogênio deposita mais hélio, aumenta a produção de energia via fusão de hélio, levando a um evento explosivo chamado de pulso térmico.
	O pulso térmico leva ao aumento da região central, rica em carbono e oxigênio. A estrela nesta fase aumenta de tamanho e luminosidade; no diagrama HR ela sobe pelo ramo assintótico. Ao fazê-lo, a estrela começa a produzir um vento de partículas carregadas que dela se perdem. Há portanto perda de massa pela estrela, que se desfaz de grande parte de suas regiões mais externas. É neste vento que partículas
de poeira existentes no meio interestelar se formam (ver parte sobre galáxias e cosmologia). 
	Nesta fase, uma camada de poeira que circunda a estrela bloqueia sua luz visível, fazendo com que, apesar de ser 10000 vezes mais luminosa do que o Sol, ela seja visível apenas no infra-vermelho.
	Os diagrama abaixo resumem os diferentes estágios por que passa a região central de uma estrela ao longo de sua evolução, desde a seqüência principal até o ramo assintótico. Ele é válido para estrelas de massa solar ou maior.
	O vento estelar leva à perda de massa para estrelas no ramo assintótico. A perda é da ordem de 10-4 massa solar por ano, o que leva à perda da maior parte da massa da estrela em uma escala de tempo de uns 10000 anos. O que sobra é basicamente a região central, quente, rica em carbono e oxigênio e cercada por uma nebulosa planetária. Se a estrela tem mais do que 8 massas solares, ela pode continuar com as reações de fusão nuclear, convertendo núcleos de carbono e oxigênio em outros mais pesados, como o neônio, e este depois é transformado em magnésio, silício, até o ferro. 
	O ferro comporta-se de maneira diferente dos elementos mais leves; É um núcleo estável e resistente à fusão nuclear. A temperatura de uma região central rica em ferro pode chegar a 3 bilhões de graus. Ao atingir uma massa crítica, um caroço de ferro colapsa violentamente, iniciando um processo explosivo que chamamos de supernova.
Nebulosa Planetária
	Nebulosa Planetária
	À medida em que cresce e se torna mais luminosa, uma estrela no ramo assintótico de gigantes também perde mais massa. Em estrelas com 8 massas solares ou menos, um forte vento estelar se desenvolve, expelindo as camadas mais externas da estrela e expondo assim a quente região central, com núcleos de carbono e oxigênio e elétrons degenerados. A estrela então se move para a esquerda no diagrama HR, pois a parte exposta é mais quente do que o envelope expelido. 
	Em apenas uns 1000 anos, a temperatura da estrela sobe para uns 30000 K. A esta temperatura, a emissão de luz ultra-violeta é alta. Esta radiação é energética o suficiente para ionizar a camada de hidrogênio que foi expelida pelo vento estelar durante a fase de gigante assintótica. A camada de hidrogênio então começa a irradiar, transformando-se em uma nebulosa planetária. Este nome se deve à forma da nuvem de hidrogênio ionizado que circunda a estrela, que em geral é esférica e lembra vagamente a forma de um planeta. Ao centro da nebulosa então, resta apenas a região central remanescente.
	Estrelas com massa superior a umas 20 ou 25 masses solares são capazes de continuar com o processo de fusão nuclear em seu caroço central até que este seja de Ferro. Aí explodem como supernovas ao final de sua passagem pelo ramo assintótico de gigantes.
Anãs Brancas
	Anãs Brancas
	O estudo sobre as anãs brancas iniciou-se em 1850 com a descoberta da estrela secundária de Sirius, chamada Sirius B. Observou-se ser uma estrela 10000 vezes menos luminosa do que Sirius A, mas com uma massa de 0.98 massa solar. Sua temperatura, sendo da ordem de 10,000K, seu raio deveria ser extremamente pequeno. Como estrelas com essa temperatura externa são brancas, esse tipo de estrela passou a ser chamado de anã branca.
	Anãs brancas são, portanto, de massa comparável à do Sol, mas de tamanho apenas ligeiramente maior do que o da Terra. A figura abaixo compara o tamanho da anã branca 40 Eridanus B com o da Terra.
	Logo constatou-se que o material no interior de uma anã branca era muito denso para se comportar como um gás ideal. Ao invés disso, o gás estava degenerado. Em estrelas normais, um aumento de massa levaria ao aumento de seu tamanho, aumentando portanto seu diâmetro. Para anãs brancas, todavia, o contrário é verdadeiro; as de massa maior são menores. Portanto, há um limite superior para a massa de uma anã branca, para o qual o seu raio tende a zero. Este limite é chamado de limite de Chandrasekhar. Abaixo vemos a relação entre a massa e o raio das anãs brancas.
	Explicando essa estranha relação massa-raio: o tamanho de uma estrela é determinado pelo equilíbrio entre a pressão interna do gás, que tende a fazer a estrela se expandir, e a pressão gravitacional, que tende a fazer a estrela colapsar. Em um gás degenerado, como são os elétrons no interior de uma anã branca, um aumento na densidade aumenta mais a pressão gravitacional do que a pressão interna do gás. Por conseguinte, um acréscimo de massa a uma anã branca originalmente em equilíbrio faz com que a pressão gravitacional prevaleça sobre a interna, levando a uma contração da estrela.
	Essa relação massa-raio de uma anã branca implica que há um limite máximo para a massa de uma estrela deste tipo. O limite de Chandrasekhar é da ordem de 1.4 massa solar (o Sol, portanto, certamente se tornará uma anã branca ao final de sua existência). Além deste limite, ou a estrela perde massa durante os estágios de gigante assintótica e nebulosa planetária e termina com menos de 1.4 massa solar, ou a pressão dos seus elétrons degenerados não será suficiente para contrabalançar a gravidade. Em outras palavras, não existe equilíbrio possível para uma estrela com massa maior que este limite dentro do contexto de uma anã branca. Uma estrela dessas se tornará então um outro tipo de objeto: ou uma estrela de neutrons ou um buraco negro. 
	A Evolução de uma anã branca
	Anãs brancas são bastante comuns, sendo encontradas em sistemas binários e em aglomerados. Como são remanescentes de gerações de estrelas formadas no passado, seu número cresce dentro da Galáxia à medida em que passa o tempo. Mas por serem muito pouco luminosas, é muito difícil detetá-las, exceto pelas mais próximas.
	Uma anã branca é uma estrela que já esgotou seu combustível nuclear. Não possui, portanto, uma fonte de energia nuclear que a mantenha luminosa por muito tempo. Entretanto, uma anã branca, por ser originalmente a região central de uma estrela, é inicialmente um objeto bastante quente (ou seja, aquilo que "sobrou" depois do estágio de gigante assintótica). Em conseqüência, ela mantém-se irradiando luz pela conversão de seu manancial de energia interna em radiação. Uma estrela normal também o faz, mas tem sua energia térmica reposta pelas reações nucleares. No caso de uma anã branca, a inexistência de um processo de reposição de sua energia interna implica que a estrela lentamente se resfria. Estrelas de maior massa se resfriam mais rápidamente do que as de menor massa. Abaixo vemos a relação entre luminosidade e o tempo para uma anã branca. A isso chamamos de curva de resfriamento.
	O resfriamento por emissão de luz é uma das formas pelas quais uma anã branca se resfria. A outra envolve a emissão de neutrinos. Se a temperatura é da ordem de uns 30 milhões de graus, raios gama podem passar próximos a elétrons e produzir um par de neutrinos, Estas partículas, cuja massa é nula ou muito baixa, interagem muito pouco com a matéria e escapam livremente da estrela, carregando consigo energia.
	Por outro lado, à medida em que a anã branca se resfria, os íons em seu interior podem formar uma estrutura ordenada, liberando energia. Isso ocorre quando a temperatura em queda atinge um determinado valor crítico. A este processo denominamos de cristalização, e sua energia liberada aumenta o tempo de resfriamento de uma anã branca em torno de 30%.
	O processo de resfriamento nas anãs brancas é lento. Após cerca de 1 bilhão de anos, a luminosidade de uma anã branca se reduz a um valor da ordem de 0.001 do valor solar. Mas o processo não para aí e a anã branca eventualmente irradia toda a sua energia interna, tornando-se um objeto sólido, cristalizado e frio: uma anã negra.
O Final de uma estrela
	O Final de uma estrela
	Estrelas que se formam com menos do que umas 20 massas solares, em geral, terminam como anãs brancas, após considerável perda
de massa. Como vimos anteriormente, todas as anãs brancas têm que ter massa menor do que o limite de Chandrasekhar. Se sua massa inicial é maior do que o limite de Chandrasekhar, então elas têm que ejetar seus envelopes durante a fase de nebulosa planetária até que sua massa esteja abaixo deste limite. Um exemplo de intensa perda de massa nos estágios finais é o da Nebulosa Olho de Gato, mostrada abaixo: 
	O estágio em que uma estrela deixa o ramo assintótico de gigantes e se torna uma anã branca depende do quão rápido ela consome seu combustível nuclear em suas regiões centrais. Estrelas de alta massa irão iniciar a queima de núcleos de carbono e extender sua existência. As de massa ainda maior irão também fundir neônio depois de usar o carbono e assim por diante. Contudo, uma vez tendo um caroço de ferro, não há mais reações nucleares de fusão. A síntese de núcleos mais pesados a partir do ferro absorve ao invés de liberar energia.
	Como vimos, após se tornarem anãs brancas, estrelas que inicialmente tinham menos de 20 massas solares lentamente se resfriam e se tornam anãs negras, irradiando todo seu calor.
	Estrelas com mais do que umas 20 massas solares sofrem um processo mais violento no final de sua evolução. A fusão do carbono em seu centro dura uns 600 anos. A queima dos demais elementos é ainda mais rápida: em torno de 1 ano para o neônio, alguns meses para o oxigênio, etc. Ao atingir uma temperatura de 3 bilhões de graus, finalmente núcleos de silício são transformados em ferro em 1 dia aproximadamente, esgotando-se então o combustível nuclear na região central da estrela. Estes estágios rápidos de evolução final de uma estrela de alta massa são representados pelo diagrama abaixo. 
	Um caroço de ferro dormente é então rapidamente construído e se acumula à medida em que os núcleos mais leves nas camadas envoltórias são também transformados por fusão nuclear. Eventualmente este caroço compreende um volume como o da Terra, comprimido a densidades extremas próximo ao limite de Chandrasekhar. Já a atmosfera da estrela se expande neste estágio até um raio semelhante à órbita de Júpiter em torno do Sol.
	A abrupta interrupção de produção de energia no centro leva ao seu colapso. As camadas à volta do caroço central também caem em direção ao centro. Ao serem rebatidas para fora pelo denso e sólido caroço central, estas regiões são expelidas explosivamente a velocidades próximas à da luz. Trata-se de uma supernova.
	A energia liberada durante a explosão de uma supernova é tão gigantesca que a estrela será mais luminosa do que toda a galáxia a que pertence por alguns dias. Supernovas podem ser vistas em galáxias próximas da nossa uma vez a cada 100 anos aproximadamente. Por conseguinte, se procuramos por supernovas em 100 galáxias, esperamos encontrar, em média, um evento de supernova por ano. Um caso de supernova (1991T) ocorrido em M51 é mostrado abaixo. A primeira foto mostra a galáxia antes da supernova aparecer. Na segunda vemos a supernova na posição indicada. 
	Explosão do caroço de uma Supernova em detalhe
	Uma vez que a fusão de núcleos de silício produz um caroço de ferro o destino da estrela está selado. Como o ferro não libera energia em reações de fusão, energia é apenas perdida pelo caroço pela emissão de neutrinos em várias reações. Neutrinos pouco interagem com a matéria, o que faz com que sua energia seja levada com eficiência para fora da região central da estrela. Esta então se contrai e a estrela está à beira do colapso.
	Como a densidade aumenta pela contração, elétrons se combinam a prótons, produzindo neutrons e mais neutrinos, em um processo chamado de neutronização. O resfriamento e contração da região central se acelera e este então se torna extremamente rígido. Todo este processo dura uma fração de um segundo. A figura abaixo mostra esquematicamente o processo de colapso do caroço de Fe e das camadas externas e conseqüente explosão de uma supernova. 
	Com a implosão do caroço central, a pressão no interior da estrela cai e as regiões à volta do centro implodem atingindo velocidades da ordem de 100,000 km/s. Este material colide violentamente com o caroço rígido, sendo rebatido para fora a velocidades ainda maiores. Forma-se uma onda de choque que se acelera e, em poucas horas, atinge a superfície da estrela a milhares de km/s.
	O processo é tão rápido que precisamos de simulações em supercomputadores para reproduzí-lo. Mapas de densidade e de fluxo de matéria mostram em detalhe o que deve ocorrer nas regiões inacessíveis às observções.
	Ao ejetar violentamente grande parte de seu interior, a luminosidade da estrela em seus extertores aumenta por um fator da ordem de 108 , ou 20 magnitudes. Em 1987, uma supernova explodiu em uma galáxia satélite da nossa, a Grande Nuvem de Magalhães. Aquele evento, designado SN1987A (a primeira supernova descoberta no ano de 1987) foi visível a olho nu, atingindo uma luminosidade máxima 85 dias após a explosão, e então lentamente diminuindo de brilho por dois anos. A curva de luz para SN1987A é mostrada a seguir: 
	Apesar de ser extremamente luminosa, apenas 1% da energia de uma supernova é liberada no domínio ótico do espectro. O restante é emitido na forma de neutrinos ou perdido durante a explosão, na forma de energia cinética das camadas ejetadas. O grosso da luminosidade inicial da supernova é emitido pelas camadas da estrela à medida em que se expandem e refriam. Após vários meses, este material ejetado pela explosão se resfria a ponto de quase não mais emitir no ótico. A luz gerada neste estágio é devida ao decaimento radioativo de elementos como níquel e cobalto, produzidos e ejetados durante a explosão. 
Nucleosíntese
	Nucleosíntese
	Há mais de 100 elementos químicos existentes na natureza e sua classificação leva à tabela periódica. Um dos grandes sucessos da teoria de evolução estelar foi sua capacidade de explicar a origem dos elementos. Alguns deles foram formados quando o Universo era bem jovem, logo após o Big Bang (ver a parte de Galáxias e Cosmologia). Nesta época inicial, a matéria de todo o Universo estava a alta densidade e temperatura (esta última da ordem de dezenas de milhões de graus). A fusão nuclear nestes primeiros instantes produziu os elementos mais leves: hélio, lítio, berílio e boro.
	Todos os demais elementos, por outro lado, foram formados no interior de estrelas. Do carbono ao ferro, os núcleos atômicos foram formados pela fusão nuclear nas regiões centrais das estrelas. A fusão libera energia, mantendo altas a temperatura e pressão no interior da estrela.
	Já núcleos mais pesados do que o de ferro, absorvem mais energia do liberam ao se fundir com outros núcleos. Assim, não servem como combustível para os interiores estelares. Onde são, então, produzidos esses núcleos pesados, que sabemos existir na natureza? 
	Os elementos pesados também são produzidos na região central das estrelas massivas, ao explodirem como supernovas. O mecanismo que faz com que eles sejam fabricados é chamado de captura neutrônica. Um núcleo atômico pode capturar um neutron mais facilmente do que um próton, pois o primeiro, sendo eletricamente neutro, não sofre repulsão elétrica pelo núcleo. Contudo, a existência de um neutron livre exige condições especiais. Essas partículas, quando livres, são instáveis, decaindo-se rapidamente em um próton e um elétron, em um processo que chamamos de decaimento beta. Além disso, a captura de um neutron pode também produzir um núcleo instável (ou seja, um isótopo instável do elemento original), que emite um pósitron (elétron com carga positiva) e um neutrino, tornando-se um núcleo de outro elemento. O diagrama abaixo mostra a formação de vários isótopos do elemento cádmio (Cd, de número atômico 48) por captura de neutrons. Até o número de massa 114, núcleos de Cd são estáveis; já o isótopo 115 é instável, rapidamente decaindo para o isótopo do elemento