Estrelas


Estrelas são esferas auto-gravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos através de reações nucleares, isto é, da fusão nuclear de hidrogênio em hélio e posteriormente em elementos mais pesados. 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.

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.

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.1 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.


Índice


Massa e Raio por tipo espectral, para metalicidade solar

Tipo Massa (MSol) Raio (RSol)
Classe de Luminosidade I III V I III V
O3 140   120     15
B0 25 20 17,5 30 15 7,4
A0 16 4 2,9 60 5 2,4
F0 12   1,6 80   1,5
G0 10 1,0 1,1 120 6 1,1
K0 13 1,1 0,8 200 15 0,8
M0 13 1,2 0,5 500 40 0,6
M6     0,1     0,1
Tipo MV B-V U-B V-R R-I V-K Tef
O5V -5,7 -0,33 -1,19 -0,15 -0,32   42 000
O9V -4,5 -0,31 -1,12 -0,15 -0,32 -0,87 34 000
O9I -6,5 -0,27 -1,13 -0,15 -0,32   32 000
B0V -4,0 -0,30 -1,08 -0,13 -0,29 -0,83 30 000
B2V -2,45 -0,24 -0,84 -0,10 -0,22 -0,66 20 900
B2I -6,4 -0,17 -0,93 -0,05 -0,15   17 600
B5V -1,2 -0,17 -0,58 -0,06 -0,16 -0,42 15 200
B5I -6,2 -0,10 -0,72 0,02 -0,07   13 600
B8V -0,25 -0,11 -0,34 -0,02 -0,10 -0,24 11 400
B8I -6,2 -0,03 -0,55 0,02 0,00   11 100
A0V +0,65 -0,02 -0,02 0,02 -0,02 0,00 9 790
A0I -6,3 -0,01 -0,38 0,03 0,05   9 980
A2V +1,3 0,05 0,05 0,08 0,01 0,14 9 000
A2I -6,5 0,03 -0,25 0,07 0,07   9 380
A5V +1,95 0,15 0,10 0,16 0,06 0,38 8 180
A5I -6,6 0,09 -0,08 0,12 0,13   8 610
F0V +2,7 0,30 0,03 0,30 0,17 0,70 7 300
F0I -6,6 0,17 0,15 0,21 0,20   7 460
F2V +3,6 0,35 0,00 0,35 0,20 0,82 7 000
F2I -6,6 0,23 0,18 0,26 0,21   7 030
F5V +3,5 0,44 -0,02 0,40 0,24 1,10 6 650
F5I -6,6 0,32 0,27 0,35 0,23   6 370
F8V +4,0 0,52 0,02 0,47 0,29 1,34 6 250
F8I -6,5 0,56 0,41 0,45 0,27   5 750
G0V +4,4 0,58 0,06 0,50 0,31 1,41 5 940
G0I -6,4 0,76 0,52 0,51 0,33   5 190
G2V +4,72 0,63 0,12 0,53 0,33 1,46 5 790
G2I -6,3 0,87 0,63 0,58 0,40   5 190
G5V +5,1 0,68 0,20 0,54 0,35 1,58 5 560
G5III +0,9 0,86 0,56 0,69 0,48   5 050
G5I -6,2 1,02 0,83 0,67 0,44   4 930
G8V +5,5 0,74 0,30 0,58 0,38 1,80 5 310
G8III +0,8 0,94 0,70 0,70 0,48   4 800
G8I -6,1 1,14 1,07 0,69 0,46   4 700
K0V +5,9 0,81 0,45 0,64 0,42 1,96 5 150
K0III +0,7 1,00 0,84 0,77 0,53   4 660
K0I -6,0 1,25 1,17 0,76 0,48   4 550
K2V +6,4 0,91 0,64 0,74 0,48 2,22 4 830
K2III +0,5 1,16 1,16 0,84 0,58   4 390
K2I -5,9 1,36 1,32 0,85 0,55   4 310
K5V +7,35 1,15 1,08 0,99 0,63 2,85 4 410
K5III -0,2 1,50 1,81 1,20 0,90   4 050
K5I -5,8 1,60 1,80 1,20 0,90   3 990
M0V +8,8 1,40 1,22 1,28 0,91 3,65 3 840
M0III -0,4 1,56 1,87 1,23 0,94   3 690
M0I -5,6 1,67 1,90 1,23 0,94   3 620
M2V +9,9 1,49 1,18 1,50 1,19 4,11 3 520
M2III -0,6 1,60 1,89 1,34 1,10   3 540
M2I -5,6 1,71 1,95 1,34 1,10   3 370
M5V +12,3 1,64 1,24 1,80 1,67 6,17 3 170
M5III -0,3 1,63 1,58 2,18 1,96   3 380
M5I -5,6 1,80 1,60 2,18 1,96   2 880
Tipo Massa Raio
Espectral MSol RSol
Sequência Principal
O3V 120 15
O5V 60 12
O6V 37 10
O8V 23 8,5
B0V 17,5 7,4
B3V 7,6 4,8
B5V 5,9 3,9
B8V 3,8 3,0
A0V 2,9 2,4
A5V 2,0 1,7
F0V 1,6 1,5
F5V 1,4 1,3
G0V 1,05 1,1
G5V 0,92 0,92
K0V 0,79 0,85
K5V 0,67 0,72
M0V 0,51 0,60
M2V 0,40 0,50
M5V 0,21 0,27
M8V 0,06 0,10
Gigantes
B0III 20 15
B5III 7 8
A0III 4 5
G0III 1,0 6
G5III 1,1 10
K0III 1,1 15
K5III 1,2 25
M0III 1,2 40
Super-Gigantes
O5I 70 30
O6I 40 25
O8I 28 20
B0I 25 30
B5I 20 50
A0I 16 60
A5I 13 60
F0I 12 80
F5I 10 100
G0I 10 120
G5I 12 150
K0I 13 200
K5I 13 400
M0I 13 500
M2I 19 800

John S. Drilling & Arlo U. Landolt, em Allen’s Astrophysical Quantities, 4th Edition, Editor Arthur N. Cox, 2000, AIP Press, Springer, p. 388, e Alan T. Tokunaga, p. 151

RV = AV/E(B-V) = 3,30 + 0,28(B-V)0 + 0,04 E(B-V)

Guy Worthey & Hyun-chul Lee (2011, Astrophysical Journal Supplement, 193, 1) apresentam as relações entre cores de Johson-Bessel UBVRIJHK e tipos espectrais para outras metalicidades.


FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS

Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva

© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva

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