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Estrela

Assuntos Relacionados: Física ; Espaciais (Astronomia)

Informações de fundo

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As Plêiades , um conjunto aberto de estrelas na constelação de Taurus. NASA foto

Uma estrela é uma enorme bola, luminosa do plasma . A estrela mais próxima da Terra é o Sol , que é a fonte da maior parte da energia na Terra. Outras estrelas são visíveis no céu à noite, quando eles não estão ofuscados pela Sun. Para a maioria de sua vida, uma estrela brilha porque fusão termonuclear, na sua liberações de núcleo de energia que atravessa o interior da estrela e, em seguida, irradia para espaço sideral. Quase todos os elementos mais pesados que o hidrogênio eo hélio foram criados por processos de fusão nas estrelas.

Os astrônomos podem determinar a massa , idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando sua espectro, luminosidade e movimento através do espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante na sua evolução e destino eventual. Outras características de uma estrela são determinadas pela sua história evolutiva, incluindo o diâmetro, a rotação, o movimento e a temperatura. Um lote da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como um Hertzsprung-Russell diagrama (H-R diagrama), permite a idade e o estado de evolução de uma estrela para ser determinada.

Uma estrela começa como uma nuvem de desmoronamento do material compor primeiramente do hidrogênio, junto com hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar é suficientemente denso, algum do hidrogénio é continuamente convertido em hélio através do processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela leva a energia longe do núcleo através de uma combinação de radiativo e processos convectivos. Pressão interna da estrela impede que ele entre em colapso ainda mais sob sua própria gravidade . Uma vez que o hidrogénio combustível no núcleo é esgotado, aquelas estrelas possuindo pelo menos 0,4 vezes a massa do Sol expanda para se tornar uma gigante vermelha , em alguns casos de fusão mais pesados elementos no núcleo ou em conchas em torno do núcleo. A estrela depois evolui para uma forma degenerada, reciclagem de uma porção da matéria no ambiente interestelar, onde se irá formar uma nova geração de estrelas com uma proporção mais elevada de elementos pesados.

Binários e sistemas multi-estrela consiste em dois ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, e geralmente se movem em torno de si no estábulo órbitas. Quando duas tais estrelas têm uma órbita relativamente próxima, sua interação gravitacional pode ter um impacto significativo na sua evolução.

Observação história

Historicamente, estrelas foi importante para civilizações no mundo inteiro. Eles têm sido utilizados em religiosas e práticas para navegação astronómica e orientação. Muitos astrônomos antigos acreditavam que as estrelas estavam permanentemente afixado a uma esfera celestial, e que eles eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agrupados estrelas em constelações e os usou para acompanhar os movimentos dos planetas ea posição inferida da Sun. O movimento do Sol em relação às estrelas de fundo (eo horizonte) foi usada para criar calendários, que poderiam ser usados para regular as práticas agrícolas. O Calendário gregoriano, atualmente usado em quase toda parte do mundo, é um calendário solar com base no ângulo de rotação do eixo em relação à estrela mais próxima, o Sol da Terra

O mais velho, carta de estrela com precisão-datado apareceu no antigo Egito em 1534 aC. Astrônomos islâmicos deram ?rabe nomes de muitas estrelas, que são usadas ainda hoje, e eles inventaram inúmeras instrumentos astronômicos que poderia calcular as posições das estrelas. No século 11, Abū rayhan al-Bīrūnī descreveu a Via Láctea galáxia como multidão de fragmentos que têm as propriedades de estrelas nebulosas, e também deu as latitudes de vários estrelas durante um eclipse lunar em 1019.

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, Astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas poderia aparecer. Os primeiros europeus astrônomos como Tycho Brahe identificou novas estrelas no céu noturno (mais tarde denominado novae), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584 Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram, na verdade, outros sóis, e pode ter outros planetas , possivelmente, até mesmo parecido com a Terra, em órbita em torno deles, uma ideia que tinha sido sugerido anteriormente por esses filósofos gregos antigos como Demócrito e Epicuro. No século seguinte, a idéia de as estrelas como sóis distantes foi chegar a um consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas exercida nenhuma força gravitacional resultante sobre o sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam distribuídas igualmente em todas as direções, uma idéia solicitado pelo teólogo Richard Bentley.

O astrônomo italiano Geminiano Montanari registrado observando variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições da movimento próprio de um par de próximas estrelas "fixas", demonstrando que eles não tinham mudado posições desde o tempo dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição directa do raio de uma estrela ( 61 Cygni em 11.4 anos-luz) foi feito em 1838 por Friedrich Bessel usando o técnica de paralaxe. Medidas de paralaxe demonstraram a grande separação das estrelas no céu.

William Herschel foi o primeiro astrónomo para tentar determinar a distribuição de estrelas no céu. Durante a década de 1780, ele executou uma série de medidores em 600 direções, e contou as estrelas observadas ao longo de cada linha de visão. Deste deduziu que o número de estrelas aumentaram de forma constante para um lado do céu, na direcção da maneira leitosa núcleo. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e descobriu um aumento correspondente na mesma direção. Além de suas outras realizações, William Herschel também é conhecida por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se encontram ao longo da mesma linha de visão, mas também são companheiros físicos que formam binários de estrelas sistemas.

A ciência da espectroscopia estelar foi lançada pela Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Comparando os espectros de estrelas como Sirius ao Sol, eles encontraram diferenças na força e número dos seus linhas de absorção linhas escuras em um espectro estelar, devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865 Secchi começou classificação de estrelas em tipos espectrais. No entanto, a versão moderna do sistema de classificação estelar foi desenvolvido por Annie J. Cannon durante os anos 1900.

Observação de estrelas duplas ganha cada vez mais importância durante o século 19. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius, e inferir um companheiro escondido. Edward Pickering descobriu o primeiro binária espectroscópica em 1899, quando ele observou a divisão periódica das linhas espectrais da estrela Mizar em um período de 104 dias. As observações detalhadas de muitos sistemas estelares binários foram coletados por astrônomos como William Struve e SW Burnham, permitindo que as massas de estrelas de ser determinada a partir do cálculo elementos orbitais. A primeira solução para o problema da determinação de uma órbita de estrelas binárias a partir de observações do telescópio foi feito por Felix Savary, em 1827.

O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. O fotografia tornou-se uma ferramenta valiosa astronomia. Karl Schwarzschild descoberto que a cor de uma estrela, e, consequentemente, a sua temperatura, pode ser determinada por comparação da magnitude visual contra a magnitude fotográfico. O desenvolvimento do fotoelétrico fotômetro permitiu medições muito precisas da magnitude em vários intervalos de comprimento de onda. Em 1921 Albert A. Michelson fez as primeiras medições de diâmetro estelar utilizando um no interferômetro Telescópio Hooker.

Importante trabalho conceitual sobre a base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, o Hertzsprung-Russell diagrama foi desenvolvido, impulsionando o estudo astrofísicos de estrelas. Os modelos bem sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior de estrelas e evolução estelar. Os espectros de estrelas também foram explicadas com sucesso através de avanços na física quântica . Isto permitiu que a composição química da atmosfera estelar a ser determinado.

Com a exceção de supernovas , estrelas individuais têm sido principalmente observada em nosso Grupo Local de galáxias e, especialmente, na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelo detalhada catálogos de estrelas disponíveis para nossa galáxia). Mas algumas estrelas têm sido observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem, cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra. No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas, e telescópios atuais poderiam, em princípio, observar estrelas individuais fracas no Cluster-os locais mais distantes estrelas resolvidos ter até cem milhões de anos-luz de distância (veja Cepheids). No entanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem foram observados estrelas individuais nem aglomerados de estrelas; a única exceção foi a imagem fraca de um grande aglomerado de estrelas, contendo centenas de milhares de estrelas, um bilhão de anos-luz de distância; dez vezes a distância do aglomerado estelar mais distante já observado.

Designações Estrelas

O conceito da constelação era conhecida a existir durante o Período babilônico. Observadores do céu antigos imaginavam que arranjos proeminentes de estrelas formado padrões, e eles associados estes com aspectos particulares da natureza ou seus mitos. Doze destas formações leigos ao longo da faixa do eclíptica e estes tornaram-se a base da astrologia . Muitos dos mais proeminentes estrelas individuais também receberam nomes, especialmente com árabes ou latino- designações.

Bem como certas constelações e da própria Sun, estrelas como um todo têm seus próprios mitos . Eles foram pensados para ser as almas dos mortos ou deuses. Um exemplo é a estrela Algol, que foi pensado para representar o olho do Tártaro Medusa.

Para o Os gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidos como planetas (πλανήτης grego (Planetes), que significa "andarilho"), representada várias divindades importantes, a partir do qual os nomes dos planetas Mercúrio , Vênus , Marte , Júpiter e Saturno foram tomadas. ( Urano e Netuno também foram gregos e deuses romanos , mas nenhum planeta era conhecida na Antiguidade por causa de sua baixa luminosidade. Seus nomes foram atribuídos pelos astrônomos posteriores).

Por volta de 1600, os nomes das constelações foram usadas para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas estelares e aplicado letras gregas como designações para as estrelas em cada constelação. Mais tarde, o Inglês astrônomo John Flamsteed veio com um sistema que usa números, que mais tarde seria conhecido como o Designação Flamsteed. Numerosos sistemas adicionais foram criados como desde catálogos de estrelas apareceram.

O único corpo que foi reconhecido pela comunidade científica como tendo autoridade para estrelas de nome ou outros corpos celestes é o União Astronômica Internacional (IAU). Uma série de empresas privadas (por exemplo, o " Registro de estrela internacional ") pretende vender nomes de estrelas, no entanto, estes nomes não são nem reconhecidas pela comunidade científica nem usado por eles, e muitos na comunidade astronomia ver essas organizações como fraudes predando pessoas ignorantes de procedimento estrela de nomeação.

Unidades de medida

A maioria dos parâmetros são expressos em estelares Unidades de SI por convenção, mas Também são utilizadas unidades CGS (por exemplo, expressando na luminosidade ergs por segundo). Massa, luminosidade, e raios são geralmente dadas em unidades solares, com base nas características do Sol:

massa solar: M_ \ odot = 1,9891 \ times 10 ^ {30} kg
luminosidade solar: \ L_ odot = 3,827 \ times 10 ^ {26} watts
raio solar: R_ \ odot = 6,960 \ times 10 ^ {8} m

Grandes comprimentos, tais como o raio de uma estrela ou o gigante semi-eixo maior de um sistema binário, são muitas vezes expressa em termos do unidade astronômica (UA) -aproximadamente a distância média entre a Terra eo Sol (150,000 mil km ou 93 milhões milhas).

Formação e evolução

Estrelas são formadas dentro nuvens moleculares; grandes regiões de alta densidade (embora ainda menos denso do que o interior de um terreno câmara de vácuo) no meio interestelar. Estas nuvens consistem principalmente de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e um pequeno percentual elementos mais pesados. Um exemplo de uma tal formação de estrela- nebulosa é a Nebulosa de Orion . Como estrelas massivas são formadas a partir destas nuvens, eles poderosamente iluminar e ionizam as nuvens a partir do qual eles se formaram, criando uma região de H II .

Formação protoestrela

A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro de uma nuvem molecular, muitas vezes desencadeada por ondas de choque de supernovas (explosões estelares massivos) ou a colisão de duas galáxias (como em um galáxia de explosão). Uma vez que uma região atinge uma densidade suficiente de matéria para satisfazer os critérios de Jeans Instabilidade começa a entrar em colapso sob sua própria força gravitacional.

Concepção artística do nascimento de uma estrela dentro de uma nuvem molecular densa imagem da NASA.

Como a nuvem colapsa, aglomerações individuais de forma poeira e gás denso que são conhecidos como Glóbulos de Bok. Estes podem conter até 50 massas solares de material. Como um colapsos dos glóbulos e a densidade aumenta, a energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura sobe. Quando a nuvem protoestelar tem aproximadamente atingiu a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela no núcleo. Estes pré-estrelas da sequência principal são muitas vezes rodeado por um disco protoplanetário. O período de contracção gravitacional tem a duração de cerca de 10-15 milhões de anos.

Estrelas precoces de menos de 2 massas solares são chamados Estrelas T Tauri, enquanto que aqueles com maior massa são Herbig Ae / Be estrelas. As estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo de seu eixo de rotação, produzindo pequenas manchas de nebulosidade conhecida como objetos Herbig-Haro .

Sequência principal

As estrelas passam cerca de 90% do seu tempo de vida de fusão de hidrogénio para produzir hélio em reacções de alta temperatura e de alta pressão perto do núcleo. Essas estrelas estão a ser dito sobre a sequência principal e são chamados estrelas anãs. A partir de sequência principal de zero-idade, a proporção de hélio no núcleo de uma estrela vai aumentar de forma constante. Como consequência, a fim de manter a taxa necessária de fusão nuclear no núcleo, a estrela irá aumentar lentamente na temperatura e luminosidade. O Sol, por exemplo, estima-se que o aumento de luminosidade em cerca de 40% desde que atingiu a sequência principal 4,6 bilhões de anos.

Cada estrela gera um vento estelar de partículas que provoca um fluxo contínuo de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a quantidade de perda de massa é negligenciável. O Sol perde 10 -14 massas solares por ano, ou cerca de 0,01% da sua massa total ao longo de toda sua vida útil. No entanto estrelas muito maciças pode perder 10 -7 a 10 -5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução. Estrelas que começam com mais de 50 massas solares pode perder mais de metade da sua massa total, enquanto eles permanecem na seqüência principal.

Um exemplo de um Hertzsprung-Russell diagrama de um conjunto de estrelas que inclui o Sun (centro). (Veja "Classificação" abaixo.)

A duração de uma estrela que passa na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que tem a queimar e a taxa na qual se queima o combustível. Em outras palavras, sua massa inicial e sua luminosidade. Para a Sun, esta é estimada em cerca de 10 10 anos. Grandes estrelas queimar seu combustível muito rapidamente e são de curta duração. Estrelas pequenas (chamadas anãs vermelhas ) queimam seu combustível muito lentamente e últimas dezenas a centenas de milhares de milhões de anos. No final de suas vidas, eles simplesmente tornar-se mais fraca e dimmer, sumindo anãs negras. No entanto, uma vez que o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a idade atual do universo (13.700 milhões ano), não são esperadas anãs negras de existir ainda.

Além de massa, a porção de elementos mais pesados do que o hélio pode desempenhar um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia todos os elementos mais pesados que o hélio é considerado um "metal", eo químico concentração destes elementos é chamado o metalicidade. O metallicity podem influenciar o tempo que uma estrela irá queimar o combustível, controlar a formação de campos magnéticos e modificar a força do vento estelar. Mais velho, população estrelas II têm substancialmente menos do que as metallicity, estrelas mais jovens população I devido à composição das nuvens moleculares a partir da qual se formaram. (Ao longo do tempo estas nuvens tornam-se cada vez mais enriquecida em elementos mais pesados como estrelas mais velhas morrem e derramou parte de suas atmosferas.)

Seqüência de pós-principal

Como estrelas de pelo menos 0,4 massas solares esgotar seu suprimento de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas externas se expandem e resfriam para formar uma gigante vermelha. Em cerca de 5 bilhões anos, quando a Sun é uma gigante vermelha , ele irá se expandir para fora de um raio máximo de cerca de 1 UA (1,5 × 10 11 m), a 250 vezes o seu tamanho atual. Como um gigante, a Sun vai perder cerca de 30% da sua massa atual. Quando o Sol se expande, Mercúrio e Vênus provavelmente será engolido. Terra destino 's é menos clara. Pensa-se que estará em uma órbita mais longe do Sol do que actualmente, devido à diminuição da massa do Sol, mas os modelos discordam sobre se eles vão escapar de ser envolvido pela Sun. Interações gravitacionais entre a Terra eo Sol vermelho gigante pode causar arrasto adicional que poderia causar a Terra para voltar a cair para uma órbita mais baixa e ser engolido. No entanto, dentro de cerca de 1 bilhão anos, a Sun será de 10% mais luminoso do que é agora, para a Terra já não será no zona habitável perto do Sol e será processado sem vida.

Em uma gigante vermelha de até 2,25 massas solares, fusão do hidrogênio prossegue em um escudo de camada em torno do núcleo. Eventualmente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio, ea estrela agora encolhe gradualmente em raio e aumenta sua temperatura de superfície. Para estrelas maiores, a região do núcleo transições diretamente a partir da fusão de hidrogênio para a fusão de hélio.

Depois de a estrela tem consumido o hélio no núcleo, a fusão continua em um escudo em torno de um núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela, em seguida, segue um caminho evolutivo que é paralela à fase gigante vermelho original, mas a uma temperatura superficial mais elevada.

As estrelas maciças

Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha se aproximando do fim de seu ciclo de vida

Durante a fase de queima de hélio, estrelas de massa muito elevada com mais de nove massas solares expandir para formar supergigantes vermelhas. Uma vez que este combustível se esgota no núcleo, eles podem continuar a fundir elementos mais pesados que o hélio. Os contratos de núcleo até a temperatura ea pressão são suficientes para fundir carbono . Este processo continua, com as etapas sucessivas sendo alimentado por oxigénio , néon , silício e enxofre . Perto do fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de conchas cebola-layer dentro da estrela. Cada shell funde um elemento diferente, com o mais externo de hidrogénio shell de fusão; o seguinte invólucro fundindo hélio, e assim por diante.

A fase final é alcançado quando a estrela começa a produzir ferro . Uma vez que os núcleos de ferro são mais fortemente ligado do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles são fundidos eles não liberam energia-o processo seria, pelo contrário, consomem energia. Da mesma forma, uma vez que são mais ligado do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão . Em relativamente velhas, estrelas muito maciças, um grande núcleo de ferro inerte vai acumular-se no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas pode trabalhar o seu caminho até a superfície, formando objetos evoluíram conhecido como Wolf-Rayet estrelas que têm um vento estelar denso que lança na atmosfera exterior.

Colapso

Um evoluiu, de tamanho médio estrela vai agora lançar suas camadas exteriores como uma nebulosa planetária . Se o que permanece após a atmosfera exterior foi derramado é inferior a 1,4 massas solares, ela encolhe a um relativamente pequeno objeto (aproximadamente o tamanho da Terra) que não é enorme o suficiente para compressão adicional a ter lugar, conhecido como uma anã branca . O matéria de electrões degenerada dentro de um anão branco não é mais um plasma, embora estrelas são geralmente referidos como sendo esferas de plasma. As anãs brancas acabará por desaparecer em anãs negras sobre um trecho muito longo de tempo.

A Nebulosa do Caranguejo , restos de uma supernova que foi observada pela primeira vez por volta de 1050 dC

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro tem crescido tão grande (mais de 1,4 massas solares) que já não pode suportar sua própria massa. Este núcleo, de repente, entrar em colapso como seus elétrons são empurrados para seus prótons, formando nêutrons e neutrinos em uma explosão de inverso decaimento beta, ou captura de elétrons. O shockwave formada por este colapso repentino faz com que o resto da estrela a explodir em uma supernova . Supernovas são tão brilhantes que podem ofuscar brevemente toda galáxia casa da estrela. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, supernovas têm sido historicamente observado por observadores a olho nu como "estrelas novas" onde não existiam antes.

A maior parte da matéria na estrela está deslumbrado com a explosão de supernovas (nebulosas de formação, como a Nebulosa do Caranguejo) eo que resta será um estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como uma pulsar ou Burster Raio-X) ou, no caso das maiores estrelas (grande o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que cerca de 4 massas solares), um buraco negro . Em uma estrela de nêutrons a matéria está em um estado conhecido como matéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, QCD matéria, eventualmente presente no núcleo. Dentro de um buraco negro a matéria está em um estado que não é actualmente entendida.

As camadas exteriores soprado-off de morrer estrelas incluem elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitir a formação de planetas rochosos. A saída de supernovas eo vento estelar de grandes estrelas desempenhar um papel importante na formação do meio interestelar.

Distribuição

Uma estrela anã branca em órbita Sirius (impressão do artista) imagem da NASA. Torno

Além de estrelas isoladas, uma sistema multi-estrela pode consistir em dois ou mais limitados gravitacional estrelas que orbitam em torno de si. O sistema mais comum multi-estrelas é uma estrela binária , mas os sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Por razões de estabilidade orbital, tais sistemas multi-estrela muitas vezes são organizados em conjuntos hierárquicos de co-orbitando estrelas binárias. Os grupos maiores chamados aglomerados de estrelas também existem. Estes vão desde solto associações estelares, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares com centenas de milhares de estrelas.

Tem sido uma suposição de longa data que a maioria das estrelas ocorrem em gravitacionalmente ligadas, sistemas múltiplos de estrelas. Isto é particularmente verdadeiro para muito maciças estrelas O e B classe, onde 80% dos sistemas se acredita serem múltiplos. No entanto, a parte de sistemas única estrela aumenta para estrelas menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas são conhecidas por terem companheiros estelares. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são susceptíveis único desde o nascimento.

Estrelas não estão distribuídos uniformemente por todo o universo, mas normalmente são agrupadas em galáxias, juntamente com gás e poeira interestelar. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas, e há mais de 100 bilhões (10 11) galáxias no universo observável . Embora seja muitas vezes acreditava que as estrelas só existem dentro de galáxias, estrelas intergalácticas foram descobertos. Astrônomos estimam que existem, pelo menos, 70 sextillion (7 × 10 22) estrelas no universo observável. Isso é 230 bilhões de vezes mais do que a 300 bilhões na Via Láctea.

A estrela mais próxima da Terra, além da Sun, é Proxima Centauri , que é 39.900.000 milhões (10 12) quilômetros, ou 4,2 anos-luz de distância. Luz de Proxima Centauri leva 4,2 anos para chegar à Terra. Em viagem à velocidade orbital da Space Shuttle (5 milhas por segundo-quase 30.000 quilômetros por hora), seriam necessários cerca de 150 mil anos para chegar lá. Distâncias como este são típicos dentro discos galácticos, inclusive nas imediações do sistema solar. As estrelas podem ser muito próximos uns dos outros nos centros das galáxias e em aglomerados globulares , ou muito mais distantes em halos galácticos.

Devido às relativamente grandes distâncias entre as estrelas fora do núcleo galáctico, colisões entre estrelas são pensados para ser raro. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro da galáxia, colisões pode ser mais comum. Tais colisões podem produzir o que são conhecidos como retardatários azuis. Estas estrelas anormais têm uma temperatura superficial maior do que as outras estrelas da sequência principal com a mesma luminosidade no cluster.

Características

O Sol é a estrela mais próxima da Terra

Quase tudo sobre uma estrela é determinado por sua massa inicial, incluindo as características essenciais, tais como luminosidade e tamanho, bem como a evolução da estrela, vida útil, e eventual destino.

Idade

A maioria das estrelas têm entre 1 bilhão e 10 mil milhões de anos. Algumas estrelas podem até estar perto de 13,7 bilhões de anos-o observado idade do universo . A estrela mais antiga já descoberta, HE 1523-0901, é um número estimado de 13.200 milhões anos de idade.

Quanto maior a massa da estrela, mais curta a sua vida útil, principalmente porque as estrelas massivas têm uma maior pressão sobre os seus núcleos, levando-os a queimar hidrogênio mais rapidamente. As mais massivas estrelas durar uma média de cerca de um milhão anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e últimos dezenas a centenas de milhares de milhões de anos.

Composição química

Quando estrelas formadas, elas são compostas por cerca de 70% de hidrogénio e 28% de hélio, tal como medido em massa, com uma pequena fracção de elementos mais pesados. Tipicamente, a porção de elementos pesados é medida em termos de teor de ferro da atmosfera estelar, como o ferro é um elemento comum e as suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Porque as nuvens moleculares onde as estrelas se formam são constantemente enriquecidos por elementos mais pesados a partir de explosões de supernovas, uma medição da composição química de uma estrela pode ser usado para inferir a sua idade. A porção de elementos mais pesados podem também ser um indicador da probabilidade de que a estrela tem um sistema planetário.

A estrela com o menor teor de ferro já medido é o HE1327-2326 anão, com apenas 1 / 200.000 o teor de ferro do Sol Em contraste, a estrela de super-rico em metais μ Leonis tem quase o dobro da abundância de ferro como o Sol, enquanto a estrela planeta-bearing 14 Herculis tem quase o triplo do ferro. Existem também quimicamente estrelas peculiares que mostram abundâncias incomuns de determinados elementos no seu espectro; especialmente crómio e elementos de terras raras.

Diâmetro

Devido à sua grande distância da Terra, todas as estrelas, exceto o Sol aparece ao olho humano como pontos brilhantes no céu noturno que cintilação devido ao efeito da atmosfera da Terra. O Sol também é uma estrela, mas é perto o suficiente para a Terra para aparecer como um disco em vez disso, e para fornecer luz do dia. Outros do que o Sol, a estrela com o maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 arcseconds.

Os discos da maioria das estrelas são muito pequenos em tamanho angular a ser observado com os atuais telescópios ópticos terrestres, e assim por telescópios interferómetro são necessários a fim de produzir imagens destes objectos. Outra técnica para medir o tamanho angular de estrelas é através ocultação. Ao medir com precisão a queda no brilho de uma estrela como ele é ocultado pela Lua (ou o aumento do brilho quando reaparece), diâmetro angular da estrela pode ser calculada.

Estrelas variam em tamanho de estrelas de nêutrons, que variam em qualquer lugar de 20 a 40 km de diâmetro, para supergigantes como No betelgeuse Constelação de Orion, que tem um diâmetro de cerca de 650 vezes maior do que a Sun-sobre 0,9 bilhão km. No entanto, Betelgeuse tem uma muito mais baixa densidade do que o Sol

Cinemática

O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e idade de uma estrela, assim como a estrutura e evolução da galáxia circundante. Os componentes de movimento de um composto da estrela velocidade radial em direção ou para longe do Sol, eo movimento angular travessia, que é chamado de sua movimento próprio.

Velocidade radial é medida pela deslocamento Doppler das linhas espectrais da estrela, e é dada em unidades de km / s. O movimento próprio de uma estrela é determinado por medições astrométricas precisas em unidades de milli- segundos de arco (MAS) por ano. Ao determinar a paralaxe de uma estrela, o movimento correcto pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento próprio são susceptíveis de ser relativamente perto do Sol, tornando-os bons candidatos para medições de paralaxe.

Uma vez que ambas as taxas de movimento são conhecidos, o velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou a galáxia pode ser computada. Entre estrelas próximas, verificou-se que a população I estrelas têm velocidades geralmente mais baixos do que mais velhos, população estrelas II. Estes últimos têm órbitas elípticas que são inclinadas em relação ao plano da galáxia. Comparar a cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares. Estes são os grupos mais prováveis de estrelas que compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.

Campo magnético

Superfície de campo magnético de SU Aur (a jovem estrela de T Tauri tipo), reconstruído por meio de Imaging Zeeman-Doppler

O o campo magnético de uma estrela é gerado no interior das regiões do interior onde circulação convectiva ocorre. Este movimento de funções de plasma condutores como um dínamo, gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia de acordo com a massa e composição da estrela, e a quantidade de actividade de superfície magnética depende da taxa de estrela de rotação. Esta actividade de superfície produz manchas estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e menor do que as temperaturas de superfície normais. Laços coronais são arqueando campos magnéticos que se estendem para a coroa de regiões ativas. Alargamentos estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidos devido à mesma atividade magnética.

Young, de rotação rápida estrelas tendem a ter altos níveis de atividade de superfície por causa de seu campo magnético. O campo magnético pode agir sobre vento estelar de uma estrela, no entanto, funcionando como um freio para diminuir gradualmente a taxa de rotação como a estrela envelhece. Assim, as estrelas mais antigas, como a Sun tem uma taxa muito mais lenta de rotação e um menor nível de atividade de superfície. Os níveis de estrelas que giram lentamente-atividade tendem a variar de forma cíclica e pode desligar completamente por períodos. Durante o mínimo de Maunder , por exemplo, o sol foi submetido a um período de 70 anos, com quase nenhuma actividade de manchas solares.

Massa

Uma das estrelas mais massivas conhecidas é Eta Carinae, com 100-150 vezes mais massa que o Sol; sua vida útil é muito vários milhões de anos, apenas de curto, no máximo. Um estudo recente do Aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas na era atual do universo. A razão para este limite não é conhecida com precisão, mas é parcialmente devido ao Eddington luminosidade que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejectar os gases no espaço.

O nebulosa de reflexão NGC 1999 é brilhantemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela variável, com cerca de 3,5 vezes a massa do Sol imagem NASA

As primeiras estrelas a se formar após o Big Bang pode ter sido maior, de até 300 massas solares ou mais, devido à completa ausência de elementos mais pesados que o lítio em sua composição. Esta geração de supermassivo, População III estrelas é extinta há muito tempo, no entanto, e atualmente apenas teórica.

Com uma massa apenas 93 vezes a de Júpiter , AB Doradus C, um companheiro para AB Doradus A, é a menor estrela conhecida passando por fusão nuclear no seu núcleo. Para estrelas com metalicidade semelhante ao Sol, a massa mínima teórica a estrela pode ter, e ainda sofrer fusão no núcleo, é estimada em cerca de 75 vezes a massa de Júpiter. Quando o metallicity é muito baixa, no entanto, um estudo recente sobre as estrelas mais fracas descobriram que o tamanho mínimo de estrela parece ser cerca de 8,3% da massa solar, ou cerca de 87 vezes a massa de Júpiter. Corpos menores são chamados anãs marrons, que ocupam uma área cinzenta mal definida entre estrelas eplanetas gasosos.

A combinação do raio e a massa de uma estrela determina a gravidade de superfície. Estrelas gigantes têm uma gravidade de superfície muito menor do que estrelas da sequência principal, enquanto o oposto é o caso de degenerada, estrelas compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar o aparecimento de espectro de uma estrela, com maior gravidade causando um alargamento das linhas de absorção.

Rotação

A taxa de rotação das estrelas podem ser aproximados através de medição espectroscópica , ou mais exactamente determinada seguindo a taxa de rotação manchas estelares. Jovens estrelas pode ter uma rápida taxa de rotação superior a 100 km / s no equador. A estrela de classe B Archenar, por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de cerca de 225 km / s ou superior, dando-lhe um diâmetro equatorial que é mais do que 50% maior do que a distância entre os postes. Esta velocidade de rotação é apenas abaixo da velocidade crítica de 300 km / s em que a estrela iria quebrar. Em contraste, o Sol gira somente uma vez a cada 25 - 35 dias, com uma velocidade de 1,994 km equatorial / s. O campo magnético da estrela e do vento estelar servem para abrandar um taxa principal da estrela de sequência de rotação por uma quantidade significativa à medida que evolui na seqüência principal.

Estrelas degenerados ter contraído numa massa compacta, o que resulta numa rápida velocidade de rotação. No entanto, elas têm taxas relativamente baixas de rotação em comparação com o que seria de esperar pela conservação do momento angular -a tendência de um corpo rotativo para compensar a contracção de tamanho, aumentando a sua taxa de rotação. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa através do vento estelar. Apesar disso, a taxa de rotação de um pulsar pode ser muito rápida. O pulsar no coração da nebulosa Caranguejo , por exemplo, gira 30 vezes por segundo. A taxa de rotação do pulsar vai diminuir gradualmente devido à emissão de radiação.

Temperatura

A temperatura da superfície principal de uma estrela de sequência é determinado pela taxa de produção de energia no núcleo e o raio da estrela e é frequentemente estimada a partir da estrela índice de cor. É normalmente administrada como a temperatura eficaz, que é a temperatura de uma idealizada corpo negro que irradia a sua energia, ao mesmo luminosidade por área de superfície como a estrela. Note-se que a temperatura eficaz é apenas um valor representativo, no entanto, como estrelas, na verdade, ter um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância a partir do núcleo. A temperatura na região núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvins .

A temperatura estelar irá determinar a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de absorção característicos no espectro. A temperatura da superfície de uma estrela, junto com seus visuais magnitude e características de absorção absolutos, é utilizado para classificar uma estrela (veja classificação abaixo).

Massivas estrelas da sequência principal pode ter temperaturas de superfície de 50.000 K . Estrelas menores, como o Sol têm temperaturas de superfície de alguns milhares de graus. Gigantes vermelhas têm temperaturas de superfície relativamente baixas de cerca de 3.600 K, mas eles também têm uma alta luminosidade devido à sua grande área de superfície exterior.

Radiação

A energia produzida pelas estrelas, como um subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço tanto como a radiação eletromagnética e radiação de partículas. A radiação de partículas emitida por uma estrela se manifesta como vento estelar (que existe como um fluxo contínuo de partículas eletricamente carregadas, como livres prótons , partículas alfa e partículas beta, proveniente camadas exteriores da estrela) e como um fluxo constante de neutrinos que emana do núcleo da estrela.

A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas brilham tão brilhantemente: toda vez que dois ou mais núcleos atômicos de um fusível elemento em conjunto para formar um núcleo atômico de um novo elemento mais pesado, de raios gama fótons são liberados da reação de fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de energia electromagnética, incluindo a luz visível , no momento em que atinge as camadas exteriores da estrela.

A cor de uma estrela, conforme determinado pelo pico de frequência da luz visível, depende da temperatura de camadas exteriores da estrela, incluindo a sua fotosfera. luz visível Além disso, as estrelas também emitem formas de radiação electromagnética que são invisíveis para o humano olho . De facto, a radiação electromagnética estelar estende por todo o espectro electromagnético, desde os mais longos comprimentos de onda de ondas de rádio e de infravermelho para os comprimentos de onda menores dos raios ultravioleta , raios-X, e raios gama. Todos os componentes da radiação eletromagnética estelar, visíveis e invisíveis, são normalmente significativo.

Usando o espectro estelar, os astrônomos também pode determinar a temperatura da superfície, superfície gravidade, metalicidade e velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela é conhecida, tal como por medição da paralaxe, em seguida, a luminosidade da estrela pode ser derivada. O período em massa, raio, gravidade superficial, e rotação podem ser estimados com base em modelos estelares. (Massa pode ser medido diretamente para as estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também irá produzir a massa de uma estrela.) Com estes parâmetros, os astrônomos também pode estimar a idade da estrela.

Luminosidade

Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz , e de outras formas de energia radiante, uma estrela irradia por unidade de tempo . A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e a temperatura de superfície. No entanto, muitas estrelas não irradiam um uniforme fluxo-a quantidade de energia irradiada por unidade de área, em toda a sua superfície. A estrela em rápida rotação Vega, por exemplo, tem um fluxo de energia mais alto em seus pólos do que ao longo de seu equador .

Patches de superfície com uma temperatura mais baixa do que a média e luminosidade são conhecidas como manchas estelares. Pequeno, anão estrelas, como o Sol geralmente têm discos essencialmente traços característicos, com apenas pequenas manchas estelares. Maiores, gigantes estrelas têm muito maior, muito mais evidente manchas estelares, e eles também exibem forte estelar escurecimento do limbo. Isto é, o brilho diminui em direcção ao bordo do disco estelar. Anã vermelha incendiar estrelas como Ceti UV podem também possuir características starspot proeminentes.

Magnitude

A aparente luminosidade de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente, que é o brilho de uma estrela com relação a luminosidade da estrela, distância da Terra, ea alteração de luz da estrela quando passa através da atmosfera da Terra. Magnitude intrínseca ou absoluta é o que a magnitude aparente de uma estrela seria se a distância entre a Terra ea estrela eram 10 parsecs (32,6 anos-luz), e está diretamente relacionada com a luminosidade de uma estrela.

Número de estrelas mais brilhantes do que magnitude
Aparente
magnitude
Número
das Estrelas
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1602
6 4800
7 14.000

Ambas as escalas de magnitude absoluta e aparente são unidades logarítmicas: toda uma diferença no número de magnitude é igual a uma variação de brilho de cerca de 2,5 vezes (a quinta raiz de 100 ou cerca de 2,512). Isto significa que uma primeira grandeza (1,00) estrela é cerca de 2,5 vezes mais brilhante do que uma segunda grandeza (2,00) estrela, e aproximadamente 100 vezes mais brilhante do que um sexto magnitude (6,00) estrela. As estrelas mais fracas visíveis a olho nu sob boas condições de visão são cerca de magnitude 6.

Em ambas as escalas de magnitude aparente e absoluta, quanto menor o número de magnitude, mais brilhante a estrela; quanto maior for o número de magnitude, o mais fraco. As estrelas mais brilhantes, em qualquer escala, têm números de magnitudes negativas. A variação no brilho entre as duas estrelas é calculada subtraindo o número magnitude da estrela mais brilhante (m b ) a partir do número de grandeza mais fraca a estrela (m f ), em seguida, utilizando a diferença como um expoente para o número da base 2.512; isto é:

\Delta{m} = m_f - m_b
2.512^{\Delta{m}} = variação de luminosidade

Em relação a ambos luminosidade e distância da Terra, a magnitude absoluta (M) e magnitude aparente (m) não são equivalentes para uma estrela individual; por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas tem uma magnitude absoluta de 1,41.

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é de apenas 4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno, visto da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto Canopus, a segunda estrela mais brilhante no céu noturno com uma magnitude absoluta de -5,53, é de aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa que o sol. Apesar Canopus ser muito mais luminosa do que Sirius, no entanto, Sirius aparece mais brilhante que Canopus. Isso ocorre porque Sirius é apenas 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus é muito mais longe a uma distância de 310 anos-luz.

A partir de 2006, a estrela com a magnitude absoluta mais elevada conhecida é LBV 1806-20, com uma magnitude de -14,2. Esta estrela é de pelo menos 5 milhões de vezes mais luminosa do que o Sol As estrelas menos luminosas que são atualmente conhecidos estão localizados no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no cluster foram magnitude 26, enquanto que uma anã branca 28 magnitude também foi descoberto. Estas estrelas fracas são tão fraca que a sua luz é tão brilhante como uma vela de aniversário na Lua quando vistos da Terra.

Classificação

Temperatura da Superfície Ranges para
Diferentes Classes Stellar
Classe Temperatura Estrela Amostra
O 33.000 K ou maisZeta Ophiuchi
B 10,500-30,000 KRigel
A 7,500-10,000 KAltair
F 6,000-7,200 KProcyon A
G 5,500-6,000 K Sol
K 4,000-5,250 KEpsilon Indi
M 2,600-3,850 K Proxima Centauri

Há diferentes classificações de estrelas de acordo com os seus espectros que variam de tipo O , que são muito quente, para M , que são tão legais que as moléculas podem formar em suas atmosferas. Os principais classificações em ordem decrescente de temperatura da superfície são O, B, A, F, G, K e M . Uma variedade de tipos espectrais raras têm classificações especiais. O mais comum deles são tipos L e T , que classificam os mais frios estrelas de pequena massa e anãs marrons.

Cada letra tem 10 sub-classificações numerada (mais quente para mais fria) de 0 a 9 . Este sistema combina estreitamente com a temperatura, mas reparte-se no extremo mais quente; classe O0 e O1 estrelas pode não existir.

Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos de luminosidade encontrados nas suas linhas espectrais, que correspondem à sua dimensão espacial e é determinada pela gravidade de superfície. Estes variam de 0 ( hipergigantes) através III ( gigantes) para V (seqüência principal anões) e VII (anãs brancas). A maioria das estrelas pertencem à sequência principal, que consiste em comum estrelas de queima de hidrogénio. Estes cair ao longo de uma faixa estreita, quando representada graficamente de acordo com sua magnitude absoluta e tipo espectral. Nosso Sol é uma sequência principal G2V (anã amarela), sendo de temperatura intermediária e tamanho comum.

Nomenclatura adicional, sob a forma de letras minúsculas, pode seguir o tipo espectral para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, uma " e "pode ​​indicar a presença de linhas de emissão; " m "representa excepcionalmente fortes níveis de metais, e" var "pode ​​significar variações no tipo espectral.

Estrelas anãs brancas têm a sua própria classe que começa com a letra D . Esta é mais uma sub-divididos em classes de DA , DB , DC , DO , DZ , e DQ , dependendo dos tipos de linhas de destaque presentes no espectro. Isto é seguido por um valor numérico que indica o índice de temperatura.

Estrelas variáveis

A aparência assimétrica deMira, uma estrela variável oscilante.NASAHSTimagem

Estrelas variáveis ​​têm mudanças periódicas ou aleatórias em luminosidade por causa de propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Sobre as estrelas intrinsecamente variáveis, os tipos primários podem ser subdivididos em três grupos principais.

Durante a sua evolução estelar, algumas estrelas passam por fases em que eles podem se tornar variáveis ​​pulsantes. Pulsante estrelas variáveis ​​variar em raio e luminosidade ao longo do tempo, expandir e contrair com períodos variando de minutos a anos, dependendo do tamanho da estrela. Esta categoria inclui Cepheid e estrelas cefeidas-like, e variáveis ​​de longo período, como Mira.

Variáveis ​​eruptivas são estrelas que experimentam aumentos repentinos na luminosidade por causa de explosões ou eventos de ejeção de massa. Este grupo inclui proto-estrelas, estrelas Wolf-Rayet, e alargamento de estrelas, assim como estrelas gigantes e supergigantes.

Variáveis ​​cataclísmicas ou explosivos sofrer uma mudança dramática em suas propriedades. Este grupo inclui novae e supernovas. Um sistema da estrela binária que inclui uma anã branca nas proximidades pode produzir determinados tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e uma supernova tipo 1a. A explosão é criado quando a anã branca accretes hidrogênio da estrela companheira, construindo massa até que o hidrogênio sofre fusão. Alguns novae também são recorrentes, tendo explosões periódicas de amplitude moderada.

Estrelas também podem variar em luminosidade devido a factores extrínsecos, tais como superando binários, bem como estrelas que produzem manchas estelares extremos rotativa. Um exemplo notável de um binário é superando Algol, que varia regularmente em magnitude 2,3-3,5 durante um período de 2,87 dias.

Estrutura

O interior de uma estrela estável está em um estado de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno volume quase exatamente contrabalançar o outro. As forças são equilibradas força gravitacional para o interior e uma força para o exterior, devido à pressão gradiente dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecida pelo gradiente de temperatura do plasma; a parte externa da estrela é mais frio do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma sequência principal ou estrela gigante é pelo menos da ordem de 10 7 K . A temperatura e a pressão resultante no núcleo de queima de hidrogénio de uma estrela de sequência principal são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e de energia suficiente para ser produzido para evitar o agravamento do colapso da estrela.

Como núcleos atómicos estão fundidos no núcleo, que emitem energia sob a forma de raios gama. fotões Estes interagir com o plasma circundante, adicionando à energia térmica no núcleo. Estrelas na seqüência principal converter hidrogênio em hélio, criando uma proporção lenta mas firmemente crescente de hélio no núcleo. Eventualmente, o teor de hélio e torna-se predominante a produção de energia cessa no núcleo. Em vez disso, para estrelas de mais de 0,4 massas solares, a fusão ocorre em um escudo expandindo lentamente em torno do núcleo de hélio degenerada.

Além de equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estáveis ​​também irá manter um balanço de energia de o equilíbrio térmico. Existe um gradiente de temperatura radial em todo o interior, que resulta em um fluxo de energia que flui para o exterior. O fluxo de saída de energia deixando qualquer camada dentro da estrela vai coincidir exatamente com o fluxo de entrada de baixo.

Este diagrama mostra uma secção transversal de uma estrela de tipo solar.A imagem da NASA

O zona de radiação é a região no interior estelar, onde transferência radiativa é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não será perturbado e quaisquer movimentos de massa vai morrer. Se este não for o caso, no entanto, em seguida, o plasma torna-se instável e convecção irá ocorrer, formando uma zona de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que ocorrem os fluxos de energia muito elevadas, tais como perto do núcleo ou em zonas com alta opacidade como no envelope exterior.

A ocorrência de convecção no envelope exterior de uma estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do sol tem uma zona de convecção profunda no interior e uma zona de radiação nas camadas externas. Estrelas menores, como o Sol são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas mais externas. Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massas solares são convectiva todo, o que impede o acúmulo de um núcleo de hélio. Para a maioria das estrelas as zonas convectivas também irá variar ao longo do tempo como as idades da estrela e da constituição do interior é modificado.

A porção de uma estrela que é visível para um observador é chamado o fotosfera. Esta é a camada na qual o plasma de estrela torna-se transparente a fotões de luz. A partir daqui, a energia gerada no núcleo torna-se livre para propagar para o espaço. É dentro da fotosfera que manchas solares, ou das regiões de mais baixa do que a temperatura média, aparecem.

Acima do nível do photosphere é a atmosfera estelar. Em uma estrela da sequência principal como o Sol, o nível mais baixo da atmosfera é a fina região cromosfera, onde espículas aparecem e erupções estelares começar. Este está rodeado por uma região de transição, em que a temperatura aumenta rapidamente a uma distância de apenas 100 km. Para além disto é a corona, um volume de plasma super-aquecido que pode se estender para fora, para vários milhões de quilômetros. A existência de uma coroa parece ser dependente de uma zona de convecção nas camadas mais externas da estrela. Apesar da sua elevada temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região corona do Sol é normalmente visível apenas durante um eclipse solar .

A partir da corona, umvento estelar de partículas de plasma se expande para fora da estrela, propagando até que ele interage com o meio interestelar.Por do Sol, a influência de seuvento solar se estende por toda a região em forma de bolha daheliosfera.

Caminhos de reação de fusão nuclear

Visão geral da cadeia próton-próton
O ciclo de nitrogênio carbono-oxigênio

Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear ter lugar dentro dos núcleos de estrelas, dependendo de sua massa e composição, como parte de nucleossíntese estelar. A massa líquida do núcleo atômico fundida é menor do que a soma dos componentes. Este perderam massa é convertida em energia, de acordo com a relação massa-energia equivalência E = mc ².

O processo de fusão de hidrogénio é sensível à temperatura, de modo que um aumento moderado na temperatura central irá resultar num aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal só varia a partir de 4 milhões K para uma pequena estrela de classe M para 40 milhões K para uma estrela maciça da classe S.

Na Sun, com 10 milhões K núcleo, hidrogênio se funde para formar hélio nacadeia próton-próton:

4 1→ H 2 2H + 2e++ 2νe(4,0 MeV + 1,0 MeV)
21+ H 22H → 2 3He + 2γ(5,5 MeV)
23Ele → 4Ele + 21H (12,9 MeV)

Estas reacções resultam na reacção global:

41H →4Ele + 2e++ 2γ + 2νe(26,7 MeV)

onde e + é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, ν e é um neutrino, e H e Ele são os isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por esta reacção é em milhões de elétron-volts, o que é, na verdade, apenas uma pequena quantidade de energia. No entanto um número enorme de estas reações ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessária para sustentar a produção de radiação da estrela.

Massa estelar mínima necessária para a fusão
Elemento Solar
massas
Hidrogênio 0,01
Hélio 0,4
Carbono 4
Néon 8

Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido num ciclo de reacçõescatalisadaspor o carbono-ciclo-azoto-oxigénio de carbono.

Em estrelas evoluídos com núcleos em 100 milhões de K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, hélio pode ser transformado em carbono, noprocesso de tripla-alfa que usa o elemento intermédioberílio:

4Ele +4Ele + 92 keV → 8 *Seja
4Ele +8 *Seja + 67 keV →12 *C
12 *C → 12C + γ + 7,4 MeV

Para uma reacção geral de:

34Ele →12C + γ + 7,2 MeV

Em estrelas de grande massa, elementos mais pesados ​​também pode ser queimado em um núcleo de contratação através do processo de queima de néon e processo de queima de oxigênio. A fase final do processo de nucleosíntese estelar é o processo de queima de silício que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. Fusão não pode avançar ainda mais, exceto por meio de um processo endotérmico, e assim mais energia só pode ser produzida através de colapso gravitacional.

O exemplo a seguir mostra a quantidade de tempo necessário para uma estrela de 20 massas solares para consumir todo o seu combustível nuclear. Como uma classe O seqüência principal estrela, seria oito vezes o raio solar e 62.000 vezes a luminosidade do Sol.


Combustível
material
Temperatura
(milhões de kelvins)
Densidade
(Kg / cm³)
Queime duração
(τ em anos)
H 37 0,00458,1 milhões
Ele 188 0,97 1,2 milhões
C 870 170 976
Ne 1570 3100 0,6
O 1980 5550 1,25
S / Si 3340 33.4000,0315
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