06/11/2015

Estrela


«Há uns [...] que pensam que o número de [grãos de areia] é infinito [...]. Há outros que, sem o considerarem infinito, ainda assim acham que nunca foi apresentado número algum que fosse suficientemente grande [...]. Mas eu vou tentar mostrar-lhes [números que] ultrapassam não só o número da quantidade de areia equivalente a toda a Terra cheia [...] mas da quantidade necessária para encher todo o Universo.»
   Arquimedes (c.287 - 212 a.C.), O Contador de Grãos de Areia


Definição

Uma estrela é um corpo celeste esférico composto por poeiras e gases interestelares, que mantém a sua forma devido à força gravitacional. No fim da vida pode conter, igualmente, uma proporção de matéria degenerada.
A estrela mais próxima da Terra é o Sol (nesta secção não falarei em pormenor do Sol, pois fá-lo-ei numa outra página) e é a maior fonte de energia do nosso planeta.
As estrelas são, hoje, o material mais importante na construção do Universo.  Para ser considerado estrela, o corpo celeste tem de ter pelo menos uma décima da massa solar, até cerca de cem massas solares. E para conseguir manter as reacções nucleares no seu interior, os corpos celestes gasosos precisam de conter pelo menos 8% da massa solar.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogénio no seu núcleo, libertando energia, que atravessa as  camadas que constituem a estrela, e é irradiada para o espaço sideral.
Quase todos os elementos existentes na natureza, mais pesados do que o hélio, foram criados nestes corpos celestes, seja pela nucleossíntese estelar durante a vida estelar, seja pela nucleossíntese das supernovas quando explodem.
Os astrónomos podem determinar a massa, a idade, a composição química e outras propriedades da estrela, observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço.
A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características  são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura.
Diagrama Hertzsprung-Russel, permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.

A era estelífera está repleta de estrelas fracassadas, geralmente chamadas de anãs castanhas.
A contracção inicial da estrela a partir das nuvens moleculares dá-lhes um calor vermelho opaco e, ao longo de alguns biliões de anos, vão arrefecendo lentamente, até desaparecerem na escuridão.
As anãs castanhas armazenam eficazmente um combustível de hidrogénio não processado.
No outro extremo da faixa das massas, estão as estrelas com mais de cem massas solares e que são muito instáveis. Inevitavelmente, este tipo de estrela vai destruir-se de uma das duas formas:
  1. Gera tanta energia que se desfaz;
  2. Contrai-se sobre o seu próprio peso e transforma-se num buraco negro.
Durante a fase evolutiva em que ocorre a combustão do hidrogénio, as estrelas de grande massa são muito mais brilhantes do que as pequenas. Uma estrela com dez vezes a massa solar é dez mil vezes mais brilhante que o Sol, ao passo que uma estrela pequena comum, com um quinto da massa solar, é mais de cem vezes menos brilhante que o Sol.
As estrelas de massa menor, quase todas anãs vermelhas, com menos de metade da massa solar, são o tipo de estrela mais frequente no Universo.
A distribuição que específica a percentagem de estrelas nascidas nos vários pontos do espectro de massa estelares é conhecida como "função da massa inicial". Essa distribuição determina a produção de luz das galáxias, o teor químico e a porção remanescente estelar no fim da era estelarífera.


Um pouco de história...
As estrelas sempre foram muito importantes para as civilizações do mundo. Não só eram usadas pelas religiões, como também eram úteis na navegação e orientação astronómica. Muitos astrónomos antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas na abóbada celeste e eram imutáveis.
Mapa estelar chinês c. sec. III A.C.
Por convenção, os astrónomos agruparam as estrelas em constelações e usaram-nas para acompanhar os movimentos dos planetas e a posição do Sol (o movimento do Sol em relação ao fundo estelar e ao horizonte), o que foi usado para criar calendários.
O mapa estelar mais antigo datado com precisão, de que se tem conhecimento, apareceu na astronomia egípcia em 1534 a.C.
Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrónomos babilónicos da Mesopotâmia no final do segundo milénio a.C., durante o período dos Cassitas (cerca de 1531 a 1155 a.C.).
O primeiro catálogo na astronomia grega foi criado por Aristilo, aproximadamente em 300 a.C., com o auxílio de Timocares.
O catálogo de estrelas de Hiparco (século II a.C.) incluia 1020 estrelas  e foi usado como base para o catálogo de Ptolomeu. Hiparco é conhecido pela descoberta da primeira nova.
Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrónomos chineses estavam cientes de que novas estrelas podiam nascer. Em 185 d.C., foram os primeiros a observar e a descrever uma supernova (a SN185).
O evento estelar mais brilhante registado na história foi a supernova SN1006, que foi observada em 1006 e registada pelo astrónomo egípcio Ali ibn Ridwan e por diversos astrónomos chineses. A supernova SN1054, que deu origem à nebulosa do Caranguejo, foi, igualmente, observada por muçulmanos e chineses.
Os astrónomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, ainda usados, e inventaram vários instrumentos astronómicos que podiam calcular a posição das estrelas. Foram os primeiros a construir observatórios de pesquisa, principalmente para a construção de catálogos estelares.
No seculo XI, o sábio persa Abu Rayhan Biruni descreveu a Via Láctea como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas nebulosas e também forneceu as latitudes de várias estrelas durante um eclipse lunar em 1019.
O astrónomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída por muitas estrelas que quase se tocavam e que parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refracção da luz, citando como prova a observação que fez, da conjugação de Júpiter e Marte, em 1106/7 d.C..
Os primeiros astrónomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no firmamento, sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584, Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram, na verdade, como o Sol, podendo ter outros planetas a órbitá-las, possivelmente como a Terra (ideia já anteriormente sugerida pelos filósofos gregos Demócrito e Epicuro, assim como por cosmólogos muçulmanos como Fakhr al-Din al-Razi)
No século XVII a ideia das estrelas como sóis distantes, estava a chegar a um consenso entre os astrónomos. Para explicar porque razão essas estrelas não exerciam impacto gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam distribuídas a distâncias iguais em todas as direcções, uma ideia já apresentada pelo teólogo Richard Bentkey.
O astrónomo italiano Geminiano Montanari observou variações na luminosidade da estrela Algol, em 1667.
Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de estrelas "fixas", demonstrando que elas haviam trocado de posição desde a época dos antigos astrónomos gregos Ptolomeu e Hiparco.
Em 1838, Friedrich Wilhelm Bessel fez a primeira medição directa da distância de uma estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz), usando a técnica de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme distancia existente entre as estrelas no espaço.
William Hershel foi o primeiro astrónomo a tentar determinar a distribuição das estrelas. Durante a década de 1870 realizou uma série de medições em 600 direcções e contou as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí, Hershel deduziu que o número de estrelas aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via Láctea.
O filho de William Hershel, John Hershel repetiu o estudo do pai no hemisfério sul e encontrou um crescimento similar na mesma direcção.
Joseph von Fraunhofer e Angelo Sechi foram os pioneiros na ciência da espectroscopia. Ao comparar os espectros entre estrelas, descobriram diferenças na força e no número das linhas de absorção.
Em 1865, Sechi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais (a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvido por Annie Jump Cannon, durante a década de 1900).
Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento da estrela Sirius e inferiu a existência de uma companheira escondida. 
Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária espectrocópica em 1899, quando observou a separação periódica das linhas espectrais da estrela Mizar, durante 104 dias. A primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias, a partir de observações telescópicas, foi feita por Felix Savary, em 1827.
O estudo cientifico das estrelas teve um grande avanço no século XX, tornando-se a fotografia um dos principais instrumentos desta ciência.
Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser facilmente determinada ao comparar a magnitude visual contra a magnitude fotográfica.
O desenvolvimento do fotómetro fotoeléctrico permitiu fazer medições muito precisas da magnitude, em intervalos múltiplos, de comprimento de onda.
Em 1921, Albert Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um interferómetro no telescópio Hooker.
Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama Hertzsprung-Russell, dando um forte impulso ao estudo astrófisico das estrelas
Com excepção das supernovas, as estrelas individuais foram, inicialmente, observadas no nosso Grupo Local de galáxias, especialmente na parte visível da Via Láctea. Entretanto, algumas estrelas foram observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem, a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra.
No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os actuais telescópios puderam, no início, observar estrelas fracas individuais no Aglomerado Local - as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância.
Fora do Superaglomerado Local de galáxias, não foram observadas nem estrelas individuais nem aglomerados. A única excepção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas, contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilião de anos-luz de distância- dez vezes mais do que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

Lembrando - A Formação das Galáxias
    * Nos 300.000 anos seguintes aos três primeiros minutos de vida do Universo, o espaço ficou repleto de um mar de núcleos de hidrogénio e de hélio, para além dos fotões e electrões livres, todos no estado de interacção constante. É o chamado equilíbrio térmico.
    * Quando a temperatura do Universo caiu para 3.000 K os electrões e os núcleos atómicos combinaram-se para formar átomos comuns, quase todos de hidrogénio. O mar de radiação de fundo perdeu energia e o Universo expandiu-se. A temperatura da radiação caiu abruptamente e os fotões não tiveram a energia suficiente para separarem os electrões dos núcleos para fazer com que as partículas se combinassem, formando assim átomos neutros. Depois desse evento combinatório, os fotões quase não tiveram outras interacções com a matéria e passaram a navegar livremente pelo espaço.
    * Os átomos recém formados de hidrogénio e hélio ficaram livres para se contrair sob a influência da gravidade. O colapso que se seguiu produziu vastas agregações de estrelas, gases e outras matérias - as galáxias.
                - Em termos conceituais, o componente básico de processo de formação das galáxias é muito simples: A gravidade atrai a matéria, juntando-a em estruturas de dimensões galácticas. As galáxias actualmente visíveis surgiram da compressão de regiões que, originalmente, eram apenas um pouco mais densas do que as regiões vizinhas.

Resumindo
Quando uma região com um ligeiro excesso de densidade, com a massa de uma galáxia, começa a sofrer uma contracção.
A dissipação e o arrefecimento refreiam o colapso, quando o material se aproxima de uma estrutura do tamanho galáctico.
A maioria das primeiras regiões galácticas seminais era datada de um pequeno grau de rotação, isto é, de uma pequena quantidade de momentum angular.
Como o momentum angular se conservou durante a contracção subsequente, era natural que tendessem a se formar estruturas giratórias semelhantes a discos - os discos galácticos.

A formação das estrelas
As primeiras estrelas nasceram mais ou menos na mesma época das primeiras galáxias. Na era actual, as estrela formam-se entre as nuvens moleculares (vastas agregações de gás molecular que residem nos discos galácticos. Estas nuvens são muito mais frias e densas do que o gás interestelar circundante.




As estrelas nascem da contracção do núcleo das nuvens moleculares que são pequenas subcondensações espalhadas pelo volume muito maior de uma nuvem. Estas regiões são formadas por uma maior concentração de hidrogénio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades mais pequenas de metais mais pesados. Estas regiões nucleares são atravessadas por campos magnéticos, que fornecem uma fonte vital de pressão para ajudar a sustentar os núcleos contra o colapso gravitacional. Um exemplo de uma região formadora de estrelas é a nebulosa de Órion. À medida que as grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, iluminam-nas poderosamente, ao mesmo tempo que ionizam o hidrogénio.
Entretanto, os núcleos não conseguem manter-se indefinidamente. Aos poucos e poucos, os campos magnéticos difundem-se para fora e as regiões centrais ficam cada vez mais concentradas. À medida que os campos magnéticos abandonam o núcleo, ele vai ficando demasiado denso e pesado para se sustentar, preparando-se para uma rápida fase de contracção. Logo depois do colapso, surge uma pequena proto-estrela, no centro de compressão, sustentada pela pressão.
Os núcleos das nuvens moleculares, que dão origem às estrelas, nunca ficam em repouso absoluto - giram com cerca de uma rotação a cada um milhão de anos.
Durante a fase principal da contracção, a proto-galáxia central e o seu disco nebuloso são cercados  por um fluxo de gás e poeira que se desloca para o seu interior.
A radiação visível que a estrela central emite originalmente é novamente processada, de modo que só é possível observar estrelas em formação nos comprimentos de onda infravermelhos. À medida que a proto-estrela se desenvolve, aumenta a sua massa e a geração de energia. Cria um forte vento estelar, que sopra através do gás que cai sobre ela.
Ao irromper pela primeira vez, esse fluxo voltado para fora, concentra-se em jactos estreitos, e a maior parte do gás que flui nas imediações da estrela, continua a dirigir-se para dentro. Aos poucos, entretanto, os jactos que se afastam do interior conseguem projectar-se e começam a afastar a camada de material cadente.
Com o tempo, a estrela fica menos inserida no núcleo da nuvem molecular e o fluxo de dentro para fora começa a separar o jovem sistema solar do seu núcleo parental, surgindo uma movem estrela.
Nos milhões de anos seguintes este novo sistema solar conservará o seu disco circum-estelar.

Embora as estrela recém formadas brilhem com grande intensidade, a princípio não têm a configuração interna  adequada para gerar energia pela fusão do hidrogénio em hélio.
No início da vida a estrela extrai a maior parte da energia do colapso gravitacional. À medida que a estrela se contrai, o núcleo central da estrela aquece e a fusão do hidrogénio começa.

Uma vez, finalmente, iniciadas as reacções de fusão nuclear, a estrela está formada.

É a pressão interna da estrela que impede que ela colapse devido à sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogénio) se esgota, as estrelas que possuem menos de 40% da massa do Sol expandem-se para se tornaram gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela, então, evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do seu material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas, com uma maior proporção de elementos pesados.

As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamentos gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

Características



Idade
A maioria das estrelas tem entre 1 a 10 biliões de anos, embora algumas possam ir até cerca de 13,7 bilões de anos (a idade observada do Universo). A estrela mais antiga jamais observada é a HE1523-0901, com uma idade estimada de 13,2 biliões de anos. Quanto maior a massa de uma estrela, menor a sua longevidade, devido ao maior grau de pressão exercido nos seus núcleos, o que faz com que queimem mais rapidamente o hidrogénio. As estrelas maiores duram cerca de um milhão de anos, enquanto as mais pequenas, com maior longevidade, duram entre dezenas a centenas de biliões de anos.
Composição química
As estrelas são formadas essencialmente de hidrogénio e hélio, mas à medida que vão amadurecendo, vai aumentando a sua percentagem de elementos mais pesados. Geralmente a proporção de elementos mais pesados é medido através do teor de ferro presente na atmosfera estelar, pois este é um elemento comum e as suas linhas de absorção fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas com elementos mais pesados por explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para determinar a idade da mesma. A proporção de elementos mais pesados pode ser um indicador da probabilidade da estrela possuir um sistema planetário.
Diâmetro
As estrelas variam em tamanho, desde as estrelas de neutrões que têm entre 20 a 40Km de diâmetro, até às super gigantes como Betelgeuse, na constelação de Órion, que tem um diâmetro cerca de 650 vezes maior do que o do Sol (cerca de 0,9 biliões de quilómetros).

Cinemática        
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a idade e a origem da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela são a velocidade radial, aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado ao seu próprio movimento.
Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre as estrelas próximas constatou-se que as estrelas da população I têm, geralmente, velocidades menores do que as estrelas II, mais velhas (estas têm órbitas inclinadas em relação ao plano da galáxia). A comparação cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilharam um ponto de origem comum em nebulosas gigantes.
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 comosição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas solares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais.
Os anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas.
As erupções estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.
As estrelas jovens com 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 da rotação, à medida que a estrela envelhece. Assim, as estrelas mais velhas têm uma velocidade de rotação menor em elação ás mais jovens e um nivel de atividade superficial, igualmente, mais baixo.
Os níveis de rotação lenta tendem a variar de maneira ciclíca e podem interromper-se totalmente por certos períodos.
Massa
A combinação do raio e da massa de uma estrela determina a sua atividade superficial. As estrelas gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas de sequência principal, enquanto o oposto vale para as estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparenca do espectro da estrela, com a gravidade maior a causar o alargamento das raias espectrais.
As estrelas são agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares:
  1. Estrelas com massa muito pequena - Abaixo de 0,5 massa solar. Não entram no ramo gigante assimptótico (AGB), evoluindo diretamente para anãs brancas;
  2. Estrelas com massa pequena - Entre 1,8 e 2,2 massas solares. Dependendo da sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado;
  3. Estrelas de massa intermédia - Possuem fusão do hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigénio.
  4. Estrelas de grande massa - Entre 7 e 10 massas solares (podem chegar às 5-6 massas solares). Possuem fusão do carbono, terminando numa explosão de uma supernova após o colapso do núcleo. 
Rotação    
A velocidade da rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação da medição espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da rotação das manchas estelares.
As estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que 100 km/s no equador.
O campo magnético e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela da sequência principal, à medida que ela evolui na sequência principal.
As estrelas degeneradas contrairam-se numa massa compacta, fazendo com que a velocidade de rotação seja elevada. No entanto, as estrelas têm uma velocidade de rotação relativamente baixas se comparadas com as que seriam de esperar pela conservação do momentum angular (a tendência de um corpo, em rotação, de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade). Uma grande parte do momentum angular da estrela é dissipado como resultado da perda de massa pelo vento estelar. Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito alta (a velocidade de rotação de um pulsar vai-se reduzindo gradualmente, devido à emissão de radição).
Temperatura   
 A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia  no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada como base no índice da cor da estrela.
A estrela é, normalmente, indicada pela temperatura efetiva, que é a temperatura de um corpo negro ideal, que irradia a sua energia, na mesma luminosidade por unidade de área da superfície da estrela. É apenas um valor representativo, pois as estrelas apresentam um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo (a temperatura na região do núcleo é de vários milhões de kelvin).
A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma estrela, junto com a sua magnitude absoluta visual e características de absorção, são usadas para classificar uma estrela.
As estrelas da sequência principal com grandes massas, podem ter temperaturas superficiais de 50.000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de kelvin. As gigantes vermelhas têm temperaturas superfíciais relativamente baixas, de cerca de 3.600 K, embora tenham uma grande luminosidade, devido à grande superficie exterior. 

A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço como radiação electromagnética e como radiação corpuscular. A radiação corpuscular emitida por uma estrela, manifesta-se como vento estelar (que existe como um fluxo contínuo de partículas electricamente carregadas, como protões livres e partículas alfa e beta, que emanam das camadas exteriores da estrela) e como um fluxo contínuo de neutrinos, provenientes do núcleo da estrela.
As estrelas são brilhantes devido à produção de energia no seu núcleo (devido às reacções de fusão nuclear). Esta energia é convertida noutras formas de energia electromagnéticas até ao momento que atinge as camadas exteriores.
A cor de uma estrela, determinada pela frequência do pico de luz visível, depende da temperatura das camadas exteriores da mesma, incluindo a fotoesfera. Para além da luz visível, as estrelas emitem outros tipos de radiação electromagnéticas visíveis a olho nu. A radiação electromagnética estelar compreende todo o espectro electromagnético. Usando o espectro estelar os astrónomos podem determinar a temperatura superficial, a gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela for conhecida pode-se derivar a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então ser estimados com base em modelos estelares. A massa pode ser medida directamente para estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa de uma estrela. Com estes dados, pode-se calcular a idade das estrelas.

O brilho aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente - brilho da estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela quando passa pela atmosfera da Terra.
A magnitude intrínseca ou absoluta está directamente relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria se a Terra de 10 parsec (32,6 anos-luz)
As magnitude aparente a absoluta são grandezas logarítmicas: Uma diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes. Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma estrela de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00).  As estrelas mais fracas visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.
Tanto nas estrelas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da magnitude mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (ΔL)  é calculada pela subtração entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca (mf'), usando-se, depois, a diferença como o expoente do número base 2,512. (Δm = m- mb; 2,512Δm = ΔL).
Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta (M) e aparente (m) não são equivalentes para uma estrela individual.

Classificação
A classificação actual das estrelas teve origem no princípio do século XX, quando as estrelas foram classificadas de A a Q, com base na força da linha de hidrogénio (na altura não se sabia que a maior influência provém da temperatura).
Actualmente a classificação é feita de acordo com o tipo de riscas dos seus espectros e com a temperatura da superfície da estrela.

Tipo de estrelaIntensidade das riscas espectrais do hidrogénioRiscas espectrais de outras partículas                          
  Temp. Aprox. (K)
Cor da estrela           
OFracaPresença de riscas de He+ e de He40.000Branco-azulada
BMédia        Presença de riscas de He20.000Branco-azulada
AFortePresença ténue de riscas de metais ionizados.10.000Branca
FMédiaRiscas de Ca+, mais intensas do que nas estrelas do tipo anterior, e ainda riscas de Fe e Na.7.500Branco-amarelada
GFracaRiscas de Ca+ muito intensas. Riscas de Fe, Na e de Ca.6.000Amarela
KMuito fracaRiscas intensas de Ca e Fe. Alguns indícios de riscas de TiO4.000Alaranjada
MMuito fracaPredominância de riscas de TiO. Riscas de Fe, Ca e Na.3.500Vermelha

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois subdividida nas classes DA,DB,DC,DO,DZ e DQ, dependendo dos tipos de linhas predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor numérico que indica o índice de temperatura.
Grupos
Dentro das estrelas há dois grandes grupos que devem ser mencionados:
  1. Estrela estável
  2. Estrela variável
Estrela estável - o interior deste tipo de estrela está em equilíbrio hidrostático. Em direcção ao centro a força dominante é a gravitacional e para o exterior é o gradiente de pressão do interior da estrela que exerce força. O gradiente de pressão é estabelecido pela variação da temperatura do plasma, pois a parte externa é mais fria que a interna.
A temperatura do núcleo de uma estrela que esteja na sequência principal do gráfico H-R ou de uma gigante é da ordem de 107K.
A temperatura e a pressão resultantes de um núcleo que queima hidrogénio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida energia suficiente para impedir o colapso da estrela.
À medida que os núcleos atómicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fotões interagem com o plasma circundante, acrescentando energia térmica ao núcleo.
As estrelas na sequência principal produzem hélio a partir do hidrogénio. Quando o hélio se torna o elemento predominante no núcleo da estrela, a produção de energia acaba. No entanto, para estrelas com mais de 0,4 de massa solar a fusão ocorre numa camada que se expande, lentamente, em volta do núcleo degenerado de hélio.
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço de energia de equilíbrio térmico. Há uma variação radial de temperatura no interior que resulta de um fluxo de energia para o exterior. - O fluxo de energia que sai de qualquer camada de dentro da estrela é igual ao fluxo que chega do interior.

Estrela variável - trata-se de uma estrela cuja luminosidade varia numa escala temporal menor do que 100 anos. Enquanto que a maior parte das estrelas têm uma luminosidade praticamente constante, a deste tipo varia de maneira perceptível em períodos de tempo mais curtos. Há vários tipos:
Variáveis eruptivas
A luminosidade destas estrelas é causada por erupções e outros processos violentos que ocorrem na cromosferas  (camada irregular que se estende por mais de 10.000 km acima da fotoesfera. Trata-se de uma região de transição entre a fotoesfera e a coroa solar. A sua temperatura varia entre os 4.000 K e os 20.000 K) e a coroa solar. As mudanças na luminosidade são, frequentemente, acompanhadas pela ejecção de matéria na forma de vento estelar, de intensidade variável e/ou por interação com a matéria do meio interestelar circundante.
 Variáveis pulsantes
A variabilidade decorre da expansão e contracção das camadas superficiais. As pulsações podem ser radiais ou não radiais, modulando a luminosidade da estrela, o que causa variações periódicas ou semi-periódicas em escalas de tempo que podem variar de alguns minutos ou horas até algumas dezenas de anos ou séculos.
Variáveis rotacionais
São estrelas com uma distribuição superficial de brilho não-uniforme ou com um formato elipsoidal. A variabilidade é então causada pela rotação axial da estrela em relação ao observador. A distribuição não-uniforme do brilho pode ser causada pela presença de manchas ou por qualquer outra não-uniformidade térmica ou química, na atmosfera da estrela, produzida pelo campo magnético cujo eixo de simetria, normalmente, não coincide com o eixo de rotação.
Variáveis cataclísmicas, explosivas e do tipo-Nova
Nas variáveis explosivas, as explosões são causadas por processos termonucleares nas camadas superficiais (Novas), ou pelo colapso dos núcleos (Supernovas). As estrelas desta classe mostram uma rápida libertação de energia para o espaço circundante.
Numa variável cataclísmica é muito comum observar-se sistemas em que uma das componentes é uma estrela anã branca, quente, rodeada por um disco de acresção, formado por matéria proveniente da sua companheira, uma estrela com volume maior e mais fria. As variações de até 5 magnitudes ocorrem em alguns sistemas, conhecidos como novas anãs e são devidas à queda abrupta do material do disco no potencial gravitacional da anã branca causada por instabilidades do disco, quando este se encontra muito denso. As variáveis cataclísmicas dão a origem às novas.
Sistemas binários eclipsantes
Nesta classe a causa da variabilidade é extrínseca à estrela, sendo decorrente de eclipses. Os eclipses ocorrem quando o plano orbital do sistema binário está aproximadamente alinhado com a linha de visada do observador, de forma que o observador pode ver quando uma das estrela transita em frente da outra, obstruindo total ou parcialmente a passagem de sua luz. Durante o eclipse, a intensidade da luz do par binário sofre uma variação, cuja magnitude depende da relação das luminosidades das duas estrelas. Nesta classe de estrelas variáveis, a variabilidade é periódica e o período dos eclipses é igual ao período orbital.
Fontes variáveis de raios-x
Existem sistemas binários que são fontes variáveis de raios-X, as quais não podem ser classificadas em nenhuma das classes precedentes. Uma das componentes do sistema é um objecto compacto e quente, como uma anã branca, uma estrela de neutrõess, ou, possivelmente, um buraco negro, e recebe uma injecção de matéria vinda da companheira ou de um disco de acresção. O fluxo de matéria é o que dá origem à emissão de raios-X, a qual atinge a atmosfera da companheira que, sendo mais fria do que o objecto compacto, re-irradia, na forma de radiação térmica de alta temperatura (efeito de reflexão). Este efeito é responsável pelas características complexas da variabilidade óptica observada neste tipo de sistema binário.

Estrutura
estrutura de uma estrela é constituída por áreas diferentes:
  1.  núcleo,
  2.  zona de radiação
  3.  zona de convecção
  4. fotosfera
  5. atmosfera estelar
  6. coroa.
O núcleo é a parte da estrela em que se dá lugar às reações termonucleares, proporcionando a energia necessária para a sua estabilidade. É a zona mais quente. A energia libertada pelas reações de fusão nuclear, no centro da estrela, é transmitida para as camadas exteriores por radiação.

zona de radiação é a região da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta área o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa.

Na zona de convecção, o calor é transmitido através da circulação da grande superfície aquecida na base dessa camada. A temperatura da zona de convecção é inferior a um milhão de kelvins. O material que sobe como resultado do surto de Arquimedes, aquece a área circundante (no sentido da superfície), arrefece e mergulha para o fundo da zona de convecção para um novo ciclo de convecção.
A fotoesfera é a camada da estrela que é visível ao observador. Nesta zona, o plasma da estrela fica transparente para os fotões de luz e a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço. É dentro da fotoesfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que a média.
 A atmosfera estelar encontra-se no nível acima da fotoesfera. É constituída por gases que envolvem a estrela, podendo interferir na luminosidade da mesma.
Finalmente, a coroa é um vasto halo de gás superaquecido que se pode estender por vários milhões de quilómetros. A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção nas camadas extetrnas da estrela. Apesar da sua lata temperatura, a coroa emite muito pouca luz.
A partir da coroa, expande-se para o exterior um vento estelar constítuido por partículas gasosas, propagando-se até começar a interagir com o meio interestelar..

A morte das estrelas
Já sabemos como se forma uma estrela. Na fase principal da vida de uma estrela dentro do núcleo o hidrogénio é transformado em hélio (na camada exterior não há reacções nucleares). Quando todo o hidrogénio já se transformou em hélio, as forças que contrariam a força da gravidade deixam de existir e o núcleo começa a contrair-se. Esta contração reaquece o núcleo fazendo com que o hélio se transforme em carbono e oxigénio.
A energia libertada da fusão do hélio propaga-se a uma camada fina em volta do núcleo, aumentando a temperatura desta e levando à fusão do hidrogénio aí existente em hélio. Esta energia é de tal ordem que faz com que a camada exterior da estrela, rica em hidrogénio e onde não existe nenhuma fusão nuclear, se expanda.
Esta expansão arrefece a parte mais superficial da estrela, que assume um aspecto avermelhado - transforma-se numa estrela gigante vermelha.
Na fase de gigante vermelha, as estrelas têm três partes distintas:
  1. o núcleo (coração da estrela), onde está a ocorrer a fusão do hélio em carbono e oxigénio;
  2. a camada fina que envolve o núcleo, onde continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio;
  3. a camada exterior expandida, de cor avermelhada.
O que se passa a seguir depende da massa da estrela.
Em estrelas como o Sol ou com uma massa inferior a oito vezes a massa do Sol, enquanto no coração se finalizam as reações nucleares de produção do carbono e do oxigénio, é ejectado um "vento" rápido de matéria e de energia para o invólucro exterior que, por sua vez, é empurrado para o espaço, formando as nebulosas planetárias.
No núcleo da estrela esgota-se o hélio e acabam as reacções de fusão nuclear: A estrela entra em agonia. O núcleo começa a contrair-se, por efeito gravitacional, aumentando de temperatura e de densidade.
Os núcleos e electrões que existem no coração da estrela, muito próximos e muito quentes, exercem uns sobre os outros forças de presão cada vez maiores. A dado momento, estas forças de pressão equilibram a força da gravidade. O núcleo da estrela, muito denso e quente, pára de se contrair. É, agora, uma esfera de matéria incandescente de densidade muito elevada, uma anã branca que, sem combustível nuclear, irá arrefecendo, emitindo cada vez menos luz, transformando-se num resíduo estelar frio e sem brilho ("uma caixa de fósforos" cheia de matéria de uma anã branca pesaria toneladas).

Para estrelas de massa cerca de oito vezes maior do que a massa do Sol, quando todo o hélio se consome no coração da estrela, este contrai-se de novo e reaquece. A energia então libertada é sficiente para que o carbono e o oxigénio iniciem reacções de fusão nuclear: O carbono produz néon e magnésio e o oxigénio produz silício e enxofre.
O núcleo da estrela volta a contrair-se quando se esgotam os elementos referidos. Tem início uma nova fase de reações nucleares: O silício e o enxofre produzem ferro.
Ao mesmo tempo que no núcleo da estrela se produz ferro, as reações nucleares prosseguem nas camadas exteriores, que se expandiram devido à energia propagada a partir do interior - fase de estrela supergigante vermelha.
Neste estado, a estrutura da estrela faz lembrar a de uma cebola: Um núcleo de ferro, rodeado de camadas sucessivas de silício e enxofre, depois de néon e magnésio, em seguida de carbono e oxigénio, depois de hélio e finalmente, a mais externa, de hidrogénio.
Como a energia libertada do núcleo da estrela não é suficiente para que se inicie a fusão de ferro, as reações nucleares param.
A partir dessa altura, o núcleo da estrela (ferro) colapsa rapidamente devido à força gravitacional, libertando gigantescas quantidades de energia que atingem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurando-as pelo espaço, a velocidades elevadas, numa descomunal explosão - forma-se uma supernova.

Quanto ao resíduo estelar, o seu destino depende da massa inicial da estrela:
  • Para estrelas de massa inicial inferior a 25 vezes a massa solar, a compressão cada vez maior de resíduos leva a que os núcleos colidam e se desagreguem. Os protões transformam-se em neutrões, dando origem a uma esfera, com uma densidade de centenas de milhões de toneladas por cm3. Atinge-se um equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da gravidade. O que resta do núcleo da estrela torna-se numa estrela de neutrões ou pulsar.
  • Para estrelas de massa inicial superior a 25 vezes a massa solar, o residuo estelar torna-se ainda mais denso do que a estrela de neutrões, um estado de matéria mais consensado, com uma força de gravidade tão elevada que nenhuma força interior a consegue compensar. Desta estrela em agonia nada escapa, nem mesmo a luz. Forma-se um buraco negro.

Principais tipos de estrelas

Designação
Anã branca    
Estrela pequena e quente que surge da morte de estrelas de massa idêntica à do Sol. Tem uma dimensão identica à da Terra, embora contenha tanta matéria quanto o Sol.
Anãs vermelhas
Trata-se de uma estrela fria e fraca, de massa menor do que a do Sol. São, provavelmente, as estrelas mais abundantes na Via Láctea, embora sejam de difícil observação. Mesmo as anãs vermelhas mais próximas, Próxima Centauri e a Estrela de Barnard são invisíveis a olho nu.
Estrela castanha
é um corpo celeste cuja massa é pequena demais para que ocorra uma fusão nuclear no seu núcleo (a temperatura e a pressão são demasiado fracas para que a fusão ocorra).
Binária Eclipsante
Par de estrelas que giram em órbita uma da outra. Periodicamente trocam de posição. A primeira binária eclipsante descoberta foi Algol.
Estrelas binárias
Também conheciddas como estrelas duplas. Trata-se de um par de estrelas que giram ao redor uma da outra. A maioria das binárias, a olho nu, aparentam ser apenas uma única estrela. Algumas estão tão próximas entre si que a sua existência só pode ser deduzida a partir da análise espectroscópica. Nalguns casos, uma estrela eclipsa, periodicamente, a sua companheira.
Estrelas de neutrões
Pequena estrela muito densa, resultado final da morte de estrelas com massa superior à do Sol. Têm um diâmetro com cerca de 15 Km, embora contenham uma quantidade de matéria equivalente à do Sol. Supõe-se que os pulsares, fortes fontes de ondas de rádio sejam estrelas de neutrões.
Estrela variável    
Estrela cuja produção de luz apresenta variações num curto espaço temporal. Algumas variam de tamanho, como as variáveis cefeídas. Outras são estrelas duplas próximas que de tempos a tempos, se eclipsam.
Estrela gigante azul
Trata-se de uma enorme estrela azul, muito quente e luminosa. Não é uma estrela da sequência principal, mas sim uma estrela pós-sequência principal.  Têm o tipo espectral O ou B e são muito raras. Têm, pelo menos, 18 vezes a massa do Sol.
Gigantes vermelhas
Estrelas maiores do que o Sol e de temperatura mais baixa. Trata-se do estágio alcançado, por uma estrela, aquando perto do seu fim, quando ela se expande por força da pressão da radiação produzida pelas reações termonucleares no núcleo da estrela. O Sol dever-se-á transformar numa gigante vermelha, semelhante a Arcturus, daqui a uns 5 mil milhões de anos.
Estrelas supergigantes
Estrelas extremamente evoluídas, nos estágios finais da sua vida. Possuem uma luminosidade extremamente alta e as suas temperaturas de superfície são relativamente frias. Uma estrela supergigante é o maior de todos os tipos de estrelas conhecidas. Os seus diâmetros chegam a ter cerca de 100 vezes o diâmetro do Sol (algumas são tão grandes quanto o nosso Sistema Solar).
São raras, explodem como supernovas tornando-se buracos negros.
Nova    
Trata-se de uma estrela em processo de explosão. Num único dia, o seu brilho aumenta 10.000 vezes ou mais, para, de seguida, num período de semanas ou meses, se desvanecer.
Acredita-se que as novas sejam sistemas de estrelas duplas nas quais o gás flui de uma estrela para uma anã branca, irmã. Este gás inflama-se e é expelido da anã branca, causando a erupção de brilho.
Uma estrela não é destruída pela explosão de uma nova, podendo repetir-se o processo, ao contrário do que se acredita que acontece com as supernovas.
Pulsar
Fonte de rádio de pulsação rápida que se supõe ser uma estrela de neutr~es 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. O mais rápido, de que se tem cnhecimento, pulsa 30 vezes por segundo, e o mais lento uma vez em cada 3 segundos.
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 produzem milhares de vezes mais energia do que uma galáxia como a Via Láctea.
Supõem-se que a sua energia possa originar-se a partir de um buraco negro existente no seu centro.
Supernova    
Explosão brilhante de uma estrela de massa elevada, no fim da sua existência.
Numa supernova a estrela brilha com uma intensidade milhões de vezes superior ao 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 neutrões ou mesmo, num buraco negro.
Variável Cefeida
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 vezes mais brilhantes.
São importantes indicadores de distâncias na astronomia.



Notas
  • Sistemas binários e multiestelares: duas ou mais estrelas que estão ligadas gravitacionalmente, movendo-se umas em torno das outras, em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próxomas, a sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.
  • velocidade radial é medida pelo efeito Dopller das linhas espectrais das estrelas e é dada em km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade.
  • Em astronomia a luminosidade é a quantidade de luz e de outras formas de energia radiante que a estrela irradia por unidade de tempo. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e pela temperatura superficial. No entanto, muitas estrelas não irradiam um fluxo uniforme por toda a superficíe.
  • zona de radiação é a região da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Contrariamente, o plasma torna-se instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção. A ocorrência de convecção na camada exterior de uma estrela da sequência principal, depende da sua massa.
  • A grande maioria dos elementos químicos, desde o carbono ao urânio, são produzidos no interior das estrelas ou aquando da sua morte. por isso, a sua génese denomina-se por nucleossíntese estelar.
  • Aquando da supernova, devido às elevadas temperaturas, dão-se novas reações nucleares no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio. os resultados destes acontecimentos violentos são um resíduo estelar compacto de ferro e um invólucro gasoso em expansão rápida, que comprime e penetra o meio interestelar. O material das nuvens de gás em expansão, resultante da explosão da estrela, é pois muito diferente do da nuvem de gás que, inicialmente, originou a estrela que explodiu. Está enriquecido com os elementos produzidos na estrela durante a sua explosão, elementos esses que irão integrar as novas estrelas - estrelas de segunda e terceira gerações - e os planetas.
  • As reações de fusão nuclear consistem na junção de dois nucleos pequenos com obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Estas reacções exigem uma grande quantidade de energia, para que os núcleo se possam unir, vencendo as repulsões eléctricas entre eles. Só se iniciam, portanto, a temperaturas muito elevadas. designam-se por reações termonucleares.
  • Nas reacções de fissão nuclear, um núcleo grande, instável, divide-se (cinde-se) em dois núcleos mais pequenos e mais estáveis, com uma apreciável diminuição de massa e consequente libertação de uma grande quantidade de energia.



Fontes
Uma biografia do Universo, Fred Adams e Greg Laughlin, Jorge Zahar Editor, 2001
Jogo de Partículas, Maria Dantas e Marta Ramalho, Texto Editores, 2008
http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela
http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela_vari%C3%A1vel
http://www.astronoo.com/pt/estrelas.html
http://astronomy-universo.blogspot.com/2010/01/tipos-de-estrelas.html

Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...