Estrela

Estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade e pressão de radiação, que ao fim de sua vida pode conter uma proporção de matéria degenerada. Observações sugerem que a formação desses astros começou em torno de 180 milhões[1] a 250 milhões[2] de anos após o Big Bang. O Sol é a estrela mais próxima da Terra e sua maior fonte de energia. Outras são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz solar ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, com as mais brilhantes ganhando nomes próprios. Extensos catálogos estelares foram compostos pelos astrônomos, o que permite designações padronizadas.

Pelo menos durante parte de sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio em seu núcleo, liberando energia que atravessa seu interior e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos da natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova, quando 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. Sua massa total é o principal determinante de sua evolução e possível destino. Outras características são delimitadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. O Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus o tipo espectral ou classificação estelar e sua temperatura efetiva, permite determinar sua idade e seu estado evolucionário.

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.[3] O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna 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[4] 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.[5]

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 delas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.[6] As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

Formação e Evolução

As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.[53] À medida em que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.[54]

Formação da Protoestrela

A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.[55]

Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia potencial gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo.[56] Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu a sequência principal) são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário. A protoestrela continua a se contrair e sua temperatura interna aumentar, até que os gases em seu interior se tornam ionizados, uma mistura de núcleos atômicos positivos e elétrons. Quando a temperatura aumenta o suficiente em seu centro, inicia-se a fusão nuclear, que gera energia, contrapondo-se à contração gravitacional, tornando-se uma estrela da sequência principal. O tempo necessário desde o início do colapso da nuvem gravitacional até a entrada na sequência principal depende da massa da estrela. Estima-se que o Sol levou trinta milhões de anos, enquanto estrelas com quinze massas solares levam somente 160 000 anos, mais rápida devido a sua maior força gravitacional.[57]

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro.[58][59] Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.[60]

Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem molecular pode dar origem de dezenas a milhares de estrelas massivas, dependendo de seu tamanho. Entretanto, a radiação emitida pelas estrelas recém-formadas acaba por expulsar os gases remanescentes ao seu redor, limpando suas redondezas. Remanescentes de nuvens densas, entretanto, são capazes de resistir por mais tempo, conforme observado nos "Pilares da Criação" na Nebulosa da Águia.[61] Um estudo sugere que algo inexplicável acontece com estrelas massivas, e elas estão se formando de uma maneira que é muito diferente de como se esperava.[62]

Sequência Principal

As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que estão na sequência principal e elas são chamadas de anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, ela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade.[63] Estima-se que a luminosidade do Sol, por exemplo, tenha aumentado em 30% e sua temperatura superficial em 300 K desde que entrou na sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.[64]

Toda estrela gera um vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria delas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10−14 massas solares a cada ano,[65] ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10−7 a 10−5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução.[66] Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal.[67]

O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. As grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta, enquanto as pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas.[4] Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este estágio.[68]

Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos[69] e modificar a força do vento estelar.[70] As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).[71]

Pós Sequência Principal

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar[4] exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.[72][73] Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.[74] Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio.[6] Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.[75]

Características

A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já observada (em 2007), HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos;[96][97] contudo, em 2018, uma antena de rádio apanhou a assinatura resultante do gás hidrogênio[98] que cercou as estrelas, cerca de 180 milhões de anos depois do nascimento do universo.[99] Observações da polarização da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, em 2015, revelam que a "Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente.[100] Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.[101][102]

Composição Química

Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio,[103] em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a sua idade.[104] A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.[105]

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200 000 do teor de ferro do Sol.[106] Em contraste, a estrela super-rica em metal µ Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo de ferro.[107] Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras.[108]

Diâmetro

Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco.[109] Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios por interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação. Pela medição precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.[110] As estrelas variam em tamanho, sendo no mínimo 70 vezes a massa de Júpiter[111] até supergigantes como Betelgeuse, na constelação de Orion, que tem um diâmetro aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros. Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol.[112] Quando terminam seu estágio na sequência principal, podem se transformar em anãs brancas, mas de tamanho apenas ligeiramente maior do que o da Terra,[113] estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro, ou buracos negros, o mais leve dos quais com 5 massas solares.[114]

Cinemática

O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade 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 o seu movimento próprio.[116]

A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela 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. Estrelas com altas taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo delas boas candidatas para medições de paralaxe.[117]

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 estrelas próximas, constatou-se que estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.[118] A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.[119]

Campo Magnético

O campo magnético de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais. Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas. Erupções estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.[120]

Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial, devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por períodos.[121] Durante o mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.[122]

Massa

Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae,[123] com 100-150 vezes a massa do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual estágio do universo.[124] A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve parcialmente ao Limite de Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a, foi medida em 265 massas solares, colocando este limite em questão.[125]

As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas solares ou mais, devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.[126]

Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Júpiter, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu núcleo.[127] Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de Júpiter.[128][129] Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa solar, ou 87 vezes a de Júpiter.[129][130]

A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. As gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as da sequência principal, enquanto o oposto vale para as degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das raias espectrais.[36]

Elas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito pequena (abaixo de 0,5 massa solar) não entram no ramo assintótico das gigantes (AGB), mas evoluem diretamente para anãs brancas. As de massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado. As de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio. As de grande massa (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusão do carbono, com suas vidas terminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.[131]

Estrelas Variáveis

Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das intrinsecamente variáveis, os tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.[161]

Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho. Esta categoria inclui as Cefeidas e similares, bem como variáveis de longo ciclo, como Mira.[161]

Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.[161] Este grupo inclui as protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e eruptivas, bem como as gigantes e supergigantes.[161]

As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas propriedades. Este grupo inclui as novas e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.[6] A explosão é criada quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente de sua companheira, acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.[162] Algumas novas são recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.[161]

As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos, como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares extremas.[161] Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.[161]

Referências

Artigo extraído de forma parcial da Wikipédia para fins acadêmicos