Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma. Por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. A energia gerada é emitida através do espaço sob a forma de radiação electromagnética (luz), neutrinos e vento estelar. A estrela mais próxima da Terra - depois do Sol, a principal responsável por sua iluminação - é Próxima Centauri, que fica a 40 trilhões de quilômetros, ou 4.2 anos-luz.
A energia emitida por uma estrela está associada a sua pressão interna, que possibilita um ambiente adequado à fusão nuclear, que produz energia, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem de ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que a pressão interior seja suficiente para ocorrerem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou anã marrom) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas, como gigantes gasos. O limite superior de massa possível para uma estrela depende do limite de Eddington.
A maior fração dos elementos mais pesados que o hidrogênio ou hélio no universo como o ferro, níquel ou outros metais foram gerados a partir da fusão termonoclear nos núcleos estelares. Elementos cada vez mais pesados gerados nos núcleos com a escassez de elementos leves possuem menor eficiência energética a partir de sua fusão - um ciclo de transições de elementos que eventualmente leva à morte da estrela. Uma estrela em seu fim pode ter diversos destinos dependendo de suas características, como dar origem a uma gigantesca explosão, as supernovas, entrar em colapso dando origem a um buraco negro ou originar uma anã branca.
As estrelas visíveis aparecem como pontos brilhantes e cintilantes (por causa de distorção óptica causada pela atmosfera) no céu noturno, à exceção do Sol que devido a sua proximidade é visto como um disco e é o responsável pela luz do dia. O uso comum da palavra estrela nem sempre reflete o verdadeiro objeto astronômico: todos os pontos cintilantes no céu são frequentemente chamados de estrelas, apesar de poder serem planetas visíveis, meteoros (estrela cadente), galáxias, nebulosas, cometas ou até mesmo um sistema binário formado por duas estrelas, como é o caso de Alpha Crux, que constitui a extremidade mais brilhante do Cruzeiro do Sul (ou Crux).
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As estrelas diferem na sua massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente, que varia com a sua distância ao ponto de observação). Ao longo da vida de uma estrela, a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.
Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":
Existem diferentes classificações de estrelas. Numa comum classificação, as estrelas vão do tipo O que são muito grandes e brilhantes, até M que são de tamanho apenas suficiente para iniciar a ignição das reações termonucleares com o hidrogênio. As estrelas mais comuns de nossa galáxia são classificadas de acordo com as classes O, B, A, F, G, K, M, estabelecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classificação desenvolvidos no Harvard College observatory (Oservatório da Faculdade de Harward). Posteriormente, Cecilia Payne mostrou que essa seqüência classificatória corresponde a uma seqüência de temperatura superficial estelar, onde as estrelas O são mais quentes do que as B, as quais são mais quentes do que as A, e assim por diante.
As classes estelares R, N e S foram introduzidas por Morgan e Keenan, para a classificação de estrelas carbonadas. Sua definição nunca foi muito clara e seu uso não se difundiu entre os profissionais. Posteriormente, as classes R e N foram reagrupadas na classe C.
Além dessas, reconhece-se atualmente mais três classes estelares: W, L, T. As estrelas W, também chamadas de Wolf-Rayet, são estrelas muito massivas, mais quentes do que as estrelas O. As classes L e T, por sua vez, correspondem ao extremo de baixa temperatura superficial. Estrelas de classe T são, na realidade, consideradas anãs marrons.
Cada classe tem 9 subclassificações numéricas (0-9). Nosso Sol é uma estrela de classe G, subclassificação 2: notado dessa forma como G2.
No diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como seqüência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas que queimam hidrogênio em seu núcleo.
O Sol é tomado com uma estrela padrão nesse sistema (Luminosidade = 1) não porque seja especial em nenhum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos, e a maior parte das características de outras estrelas é usualmente dada em unidades solares.
Por exemplo, a massa do Sol é
e as massas de outras estrelas são dadas em termos de massa solar, MSol.
Estrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regiões de matéria de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa câmara de vácuo na Terra), e se formam por instabilidade gravitacional nestas nuvens, causada por ondas de choque de uma supernova (estrelas de grande massa que iluminam com muita intensidade as nuvens que as formam. Um exemplo dessa reflexão é a Nebulosa de Orion).
Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusão nuclear do hidrogênio para produzir hélio em reações de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.
Pequenas estrelas (chamadas de anãs vermelhas) queimam seu combustível lentamente e costumam durar dezenas a centenas de bilhões de anos. No fim de suas vidas, elas simplesmente vão apagando até se tornarem anãs negras.
Conforme a maioria das estrelas esgota a sua reserva de hidrogênio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma gigante vermelha (em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol já for uma gigante vermelha, ele terá engolido Mercúrio e Vênus.)
Eventualmente, o núcleo será comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio. Então a camada de hélio se aquece e expande, para em seguida esfriar e se contrair. A reação expulsa a matéria da área externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária. O núcleo exposto irradia fótons ultravioletas que ionizam a camada ejetada, fazendo-a brilhar.
Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo queimar até mesmo ferro. O núcleo remanescente será uma Anã branca, formada de matéria degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusão, mantida apenas pela pressão de degenerescência. Essa mesma estrela vai se esvair em uma anã negra, em uma escala de tempo extremamente longa.
Em estrelas maiores, a fusão continua até que o colapso gravitacional faça com que a estrela exploda em uma supernova. Este é o único processo cósmico que acontece em escalas de tempo humanas. Historicamente, supernovas têm sido observadas como "novas estrelas" onde antes não havia nenhuma.
A maior parte da matéria em uma estrela é expelida na explosão (formando uma nebulosa como a Nebulosa do Caranguejo) mas o que sobra vai entrar em colapso e formar uma estrela de nêutrons (um pulsar ou emissor de raios x) ou, no caso das estrelas maiores, um buraco negro.
A camada externa expelida inclui elementos pesados, que são comumente convertidos em novas estrelas e/ou planetas. O fluxo da supernova e o vento solar de grandes estrelas é muito importante na formação do meio interestelar.
Existem diversos sistemas de nomeação estelar. Os mais antigos partem das constelações, nomeando as estrelas componentes como uma letra grega (identificando a estrela na constelação) seguida pelo nome da constelação, tradicionalmente em latim; como Centauri (Centauro), com a estrela Alpha Centauri (α cen). Devido à numerosidade de estrelas, grandes catálogos estelares que surgiram passaram a nomeá-las numericamente, adicionando-se o prefixo denotando o catálogo seguido pelo número da estrela (ex. HIP 87937). Outros sistemas surgiram nomeando-as de acordo com sua posição no céu (como ascensão reta/declinação), nomeadas a partir de grandes varreduras computadorizadas que catalogam objetos (ex SDSSp J153259.96-003944.1, onde SDSS, Sloan Digital Sky Survey, é o nome da varredura digitalizada e o restante suas coordenadas celestes). O órgão responsável por nomear estrelas reconhecido pela comunidade científica é o International Astronomical Union. Um número de companhias privadas tenta vender nomes para estrelas, no entanto, estes nomes não são reconhecidos pela comunidade científica, nem usado por ela. Eles vêem essas organizações como fraudulentas, que se aproveitam da ignorância das pessoas de como uma estrela é nomeada.
Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, Dependendo de sua massa e composição. (veja Nucleossíntese estelar).
As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de Hidrogênio e em torno de 25% Hélio e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de Hidrogênio se fundem para formar Hélio em uma cadeia próton-próton:
Estas cadeias de reações resultam na reação líquida:
onde 4 prótons se fundem para formar um núcleo de Hélio emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o Hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.
Em estrelas com o núcleo a temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, Hélio pode ser transformado em Carbono em um processo chamado Processo triplo-alfa:
Estas reações pode ser resumidas na reação líquida:
