Estrelas Definição e caracteristicas

Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade e pela pressão de radiação. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.

Tempo de Vida de Uma Estrela

Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.

Tempo de vida das estrelas – Saúde de Uma estrela

O tempo de vida de uma estrela é a razão entre a energia que ela tem disponível e a taxa com que ela gasta essa energia, ou seja, sua luminosidade. Como a luminosidade da estrela é tanto maior quanto maior é a sua massa ($ L\propto M^3$), resulta que o tempo de vida é controlado pela massa da estrela: quanto mais massiva a estrela, mais rapidamente ela gasta sua energia, e menos tempo ela dura.

A parte mais longa da vida da estrela é quando ela está na seqüência principal, gerando energia através de fusões termonucleares. Em estrelas como o Sol, as reações mais importantes são as que produzem, como resultado líquido, a transformação de quatro núcleos de hidrogênio (quatro prótons) em um núcleo de hélio (partícula $\alpha$). Nessa transformação, existe uma diferença de massa entre a massa que entrou na reação (maior) e a massa que saiu (menor). Essa massa “desaparecida” é transformada em energia pela equação de Einstein: $E = mc^2$.

Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem 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 material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.

Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram parte de práticas religiosas e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em constelações e as usaram para acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol. O movimento do Sol em relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser usados para regular as práticas agrícolas. O calendário gregoriano, atualmente usado em quase todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a sua estrela, o Sol.

O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1534 a.C. Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos babilônicos da Mesopotâmia, no final do segundo milênio a.C., durante o período dos Cassitas (em torno de 1531 a 1155 a.C.).

O primeiro catálogo de estrelas 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.) incluía 1020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu.Hiparco é conhecido pela primeira descoberta registrada de uma nova. Muitos dos nomes de estrelas e constelações utilizados atualmente derivam da astronomia grega.

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas podiam aparecer. Em 185 d.C., eles foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova, atualmente conhecida como SN 185. O mais brilhante evento estelar registrado na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses. A supernova SN 1054, que deu origem à nebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.

Astrônomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram os primeiros observatórios de pesquisas, principalmente para produzir os catálogos de estrelas Zij. Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo astrônomo persa Abd al-Rahman al Sufi, que descobriu um grande número de estrelas, aglomerados estelares (inclusive o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi) e galáxias (inclusive a galáxia de Andrômeda). No século 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 astrônomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que quase se tocavam e parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refração da luz, citando como evidência sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 d.C.).

Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no céu (mais tarde chamadas novas), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584, Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas orbitando-as, possivelmente como a Terra, uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro e por cosmólogos islâmicos como Fakhr al-Din al-Razi. No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhum impacto gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.

O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de estrelas “fixas” próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição direta da distância de uma estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel, usando a técnica de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no espaço. William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele 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. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento similar na mesma direção. Além de várias outras realizações, William Herschel também é conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se colocam sobre uma mesma linha de visão, mas são também companheiras físicas que formam sistemas estelares binários.

A ciência da espectroscopia estelar teve como pioneiros Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o do Sol, eles descobriram diferenças na força e no número das suas linhas de absorção – as linhas escuras em um espectro estelar devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais. Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900.

A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu a existência de uma companheira escondida. Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária espectroscópica em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais da estrela Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários de estrelas foram realizadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm Struve e S. W. Burnham, permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo dos elementos orbitais. 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 século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se tornou uma importante ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a magnitude visual contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do fotômetro fotoelétrico permitiu medições muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, Albert Abraham Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um interferômetro no telescópio Hooker.

Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados com sucesso por meio dos avanços da física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da atmosfera estelar.

Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo Local de galáxias, especialmente na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelos catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia). 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 atuais telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local – as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância (ver Cefeidas). Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância – dez vezes mais que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

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