Fatos sobre estrelas: noções básicas de nomes de estrelas e evolução estelar

Uma anã branca ocorre quando uma estrela expele a maior parte de suas camadas externas para deixar um núcleo quente. Os cientistas descobriram que uma anã branca é composta de carbono cristalizado

(Crédito da imagem: Universidade de Leicester)



As estrelas são esferas gigantes e luminosas de plasma. Existem bilhões deles - incluindo nosso próprio sol - na Via Láctea. E existem bilhões de galáxias no universo. Até agora, aprendemos que centenas também têm planetas orbitando-os.

História de observações

Desde o início da civilização registrada, as estrelas desempenharam um papel fundamental na religião e provaram ser vitais para a navegação. Astronomia, o estudo dos céus, pode ser a mais antiga das ciências. A invenção do telescópio e a descoberta das leis do movimento e da gravidade no século 17 levaram à compreensão de que as estrelas eram exatamente como o sol, todas obedecendo às mesmas leis da física. No século 19, a fotografia e espectroscopia - o estudo dos comprimentos de onda da luz que os objetos emitem - tornou possível investigar as composições e os movimentos das estrelas à distância, levando ao desenvolvimento da astrofísica.





Em 1937, o primeiro radiotelescópio foi construído, permitindo aos astrônomos detectar a radiação invisível das estrelas. O primeiro telescópio de raios gama lançado em 1961, pioneiro no estudo de explosões de estrelas (supernovas). Também na década de 1960, os astrônomos começaram observações infravermelhas usando telescópios transportados por balões, reunindo informações sobre estrelas e outros objetos com base em suas emissões de calor; o primeiro telescópio infravermelho (o satélite astronômico infravermelho) lançado em 1983.

As emissões de micro-ondas foram estudadas pela primeira vez do espaço em 1992, com o satélite Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) da NASA. (Emissões de micro-ondas são geralmente usadas para sondar as origens do universo jovem, mas ocasionalmente são usadas para estudar estrelas.) Em 1990, o primeiro telescópio óptico baseado no espaço, o Telescópio Espacial Hubble, foi lançado, fornecendo o mais profundo e mais detalhado visível. visão clara do universo.



É claro que existiram observatórios mais avançados (em todos os comprimentos de onda) ao longo dos anos, e outros ainda mais poderosos estão sendo planejados. Alguns exemplos são o European Extremely Large Telescope (E-ELT), que está planejado para iniciar as observações em 2024 nos comprimentos de onda infravermelho e óptico. Além disso, o Telescópio Espacial James Webb da NASA - anunciado como o sucessor do Hubble - será lançado em 2018 para sondar estrelas em comprimentos de onda infravermelhos.

Nomeação de estrelas

As culturas antigas viram padrões nos céus que se assemelhavam a pessoas, animais ou objetos comuns - constelações que passou a representar figuras da mitologia, como Orion, o caçador, um herói da mitologia grega. Os astrônomos agora costumam usar constelações para nomear estrelas. A União Astronômica Internacional, autoridade mundial para atribuir nomes a objetos celestes, reconhece oficialmente 88 constelações . Normalmente, a estrela mais brilhante de uma constelação tem 'alfa', a primeira letra do alfabeto grego, como parte de seu nome científico. A segunda estrela mais brilhante em uma constelação é normalmente designada 'beta', a terceira estrela mais brilhante 'gama' e assim por diante até que todas as letras gregas sejam usadas, após o que se seguem designações numéricas.



Várias estrelas possuem nomes desde a antiguidade - Betelgeuse, por exemplo, significa 'a mão (ou a axila) do gigante' em árabe. É a estrela mais brilhante de Orion e seu nome científico é Alpha Orionis. Além disso, diferentes astrônomos ao longo dos anos compilaram catálogos de estrelas que usam sistemas de numeração exclusivos. O Catálogo Henry Draper, em homenagem a um pioneiro da astrofotografia, fornece classificação espectral e posições aproximadas para 272.150 estrelas e tem sido amplamente utilizado pela comunidade astronômica por mais de meio século. O catálogo designa Betelgeuse como HD 39801.

Como há tantas estrelas no universo, o IAU usa um sistema diferente para estrelas recém-descobertas. A maioria consiste em uma abreviatura que representa o tipo de estrela ou um catálogo que lista informações sobre a estrela, seguida por um grupo de símbolos. Por exemplo, PSR J1302-6350 é um pulsar, portanto, o PSR. O J revela que um sistema de coordenadas conhecido como J2000 está sendo usado, enquanto o 1302 e o 6350 são coordenadas semelhantes aos códigos de latitude e longitude usados ​​na Terra.

Nos últimos anos, a IAU formalizou vários nomes para estrelas em meio a chamadas da comunidade astronômica para incluir o público em seu processo de nomeação. A IAU formalizou 14 nomes de estrelas no Concurso 'Name ExoWorlds' 2015 , recebendo sugestões de clubes de ciência e astronomia de todo o mundo.

Então, em 2016, o IAU aprovou 227 nomes de estrelas , principalmente seguindo dicas da antiguidade para tomar sua decisão. O objetivo era reduzir as variações nos nomes das estrelas e também na grafia ('Formalhaut', por exemplo, tinha 30 variações registradas.) No entanto, o nome de longa data 'Alpha Centauri' - referindo-se a um famoso sistema estelar com planetas apenas quatro anos-luz da Terra - foi substituído por Rigel Kentaurus.

Uma coleção jovem e brilhante de estrelas parece uma explosão aérea. O aglomerado é cercado por nuvens de gás interestelar e poeira - a matéria-prima para a formação de novas estrelas. A nebulosa, localizada a 20.000 anos-luz de distância na constelação de Carina, contém um aglomerado central de enormes estrelas quentes, chamado NGC 3603.

Uma coleção jovem e brilhante de estrelas parece uma explosão aérea. O aglomerado é cercado por nuvens de gás interestelar e poeira - a matéria-prima para a formação de novas estrelas. A nebulosa, localizada a 20.000 anos-luz de distância na constelação de Carina, contém um aglomerado central de enormes estrelas quentes, chamado NGC 3603.(Crédito da imagem: NASA, ESA, R., F. Paresce, E. Young, WFC3 Science Oversight Committee e Hubble Heritage Team)

Formação de estrelas

Uma estrela se desenvolve a partir de uma nuvem gigante em rotação lenta, composta inteiramente ou quase totalmente de hidrogênio e hélio. Devido à sua própria atração gravitacional, a nuvem para trás entra em colapso para dentro e, à medida que encolhe, gira cada vez mais rapidamente, com as partes externas tornando-se um disco, enquanto as partes internas tornam-se um aglomerado aproximadamente esférico. De acordo com a NASA, este material em colapso fica mais quente e mais denso, formando um protoestrela em forma de bola . Quando o calor e a pressão na protoestrela chegam a cerca de 1,8 milhão de graus Fahrenheit (1 milhão de graus Celsius), os núcleos atômicos que normalmente se repelem começam a se fundir e a estrela se inflama. A fusão nuclear converte uma pequena quantidade da massa desses átomos em quantidades extraordinárias de energia - por exemplo, 1 grama de massa convertida inteiramente em energia seria igual a uma explosão de cerca de 22.000 toneladas de TNT.

Evolução das estrelas

Os ciclos de vida das estrelas seguem padrões baseados principalmente em sua massa inicial. Isso inclui estrelas de massa intermediária, como o sol, com meia a oito vezes a massa do sol, estrelas de alta massa com mais de oito massas solares e estrelas de baixa massa com um décimo a metade de uma massa solar. Quanto maior a massa de uma estrela, quanto menor for a sua vida útil geralmente é. Objetos menores que um décimo de massa solar não têm atração gravitacional suficiente para iniciar a fusão nuclear - alguns podem se tornar estrelas falidas conhecidas como anãs marrons .

Uma estrela de massa intermediária começa com uma nuvem que leva cerca de 100.000 anos para colapsar em uma protoestrela com uma temperatura de superfície de cerca de 6.750 F (3.725 C). Depois que a fusão do hidrogênio começa, o resultado é um Estrela T-Tauri , uma estrela variável que flutua em brilho. Esta estrela continua em colapso por cerca de 10 milhões de anos até que sua expansão devido à energia gerada pela fusão nuclear seja equilibrada por sua contração da gravidade, ponto após o qual ela se torna uma estrela da sequência principal que obtém toda a sua energia da fusão de hidrogênio em seu núcleo.

Quanto maior a massa dessa estrela, mais rapidamente ela usará seu combustível de hidrogênio e mais curto permanecerá na sequência principal. Depois que todo o hidrogênio no núcleo é fundido em hélio, a estrela muda rapidamente - sem radiação nuclear para resistir a ela, a gravidade imediatamente empurra a matéria para dentro do núcleo da estrela, aquecendo rapidamente a estrela. Isso faz com que as camadas externas da estrela se expandam enormemente e esfriem e brilhem em vermelho durante o processo, tornando a estrela uma gigante vermelha. O hélio começa a se fundir no núcleo e, assim que o hélio acaba, o núcleo se contrai e fica mais quente, mais uma vez expandindo a estrela, mas tornando-a mais azul e mais brilhante do que antes, soprando para longe suas camadas mais externas. Depois que as camadas de expansão de gás desaparecem, o núcleo restante é deixado, uma anã branca que consiste principalmente de carbono e oxigênio com uma temperatura inicial de aproximadamente 180.000 graus F (100.000 graus C). Como as anãs brancas não têm combustível para a fusão, elas ficam cada vez mais frias ao longo de bilhões de anos para se tornarem anãs negras fracas demais para serem detectadas. (Nosso sol deve deixar a sequência principal em cerca de 5 bilhões de anos.)

Uma estrela de grande massa se forma e morre rapidamente. Essas estrelas se formam a partir de proto-estrelas em apenas 10.000 a 100.000 anos. Enquanto na sequência principal, eles são quentes e azuis, cerca de 1.000 a 1 milhão de vezes mais luminosos que o sol e são cerca de 10 vezes mais largos. Quando eles deixam a sequência principal, eles se tornam uma supergigante vermelho brilhante e, eventualmente, ficam quentes o suficiente para fundir o carbono em elementos mais pesados. Após cerca de 10.000 anos de tal fusão, o resultado é um núcleo de ferro com cerca de 3.800 milhas de largura (6.000 km), e uma vez que qualquer outra fusão consumiria energia em vez de liberá-la, a estrela está condenada, pois sua radiação nuclear não pode mais resistir ao força da gravidade.

Quando uma estrela atinge uma massa de mais de 1,4 massas solares, a pressão do elétron não pode suportar o núcleo contra um colapso posterior, de acordo com a NASA. O resultado é uma supernova. A gravidade causa o colapso do núcleo, fazendo com que sua temperatura suba para quase 18 bilhões de graus F (10 bilhões de graus C), quebrando o ferro em nêutrons e neutrinos. Em cerca de um segundo, o núcleo encolhe para cerca de seis milhas (10 km) de largura e ricocheteia como uma bola de borracha que foi espremida, enviando uma onda de choque através da estrela que faz com que a fusão ocorra nas camadas periféricas. A estrela então explode em uma chamada supernova Tipo II. Se o núcleo estelar remanescente tiver menos de três massas solares, ele se torna uma estrela de nêutrons composta quase inteiramente de nêutrons, e estrelas de nêutrons giratórias que emitem pulsos de rádio detectáveis ​​são conhecidas como pulsares. Se o núcleo estelar fosse maior do que cerca de três massas solares, nenhuma força conhecida pode sustentá-lo contra sua própria atração gravitacional, e ele entra em colapso para formar um buraco negro .

Uma estrela de baixa massa usa combustível de hidrogênio tão lentamente que pode brilhar como estrelas da sequência principal por 100 bilhões a 1 trilhão de anos - uma vez que o universo é apenas cerca de 13,7 bilhões de anos , de acordo com a NASA, isso significa que nenhuma estrela de baixa massa já morreu. Ainda assim, os astrônomos calculam que essas estrelas, conhecidas como anãs vermelhas, nunca fundirão nada além do hidrogênio, o que significa que nunca se tornarão gigantes vermelhas. Em vez disso, elas devem esfriar para se tornarem anãs brancas e depois anãs negras.

Constelações de outono

Estrelas binárias e outros múltiplos

Embora nosso sistema solar tenha apenas uma estrela, a maioria das estrelas como o nosso sol não são solitárias, mas são binárias onde duas estrelas orbitam uma à outra, ou múltiplas envolvendo ainda mais estrelas. Na verdade, apenas um terço das estrelas como o nosso sol são únicas, enquanto dois terços são múltiplos - por exemplo, o vizinho mais próximo do nosso sistema solar, Proxima Centauri , faz parte de um sistema múltiplo que também inclui Alfa Centauro A e Alfa Centauro B. Ainda assim, estrelas de classe G, como o nosso sol, representam apenas 7 por cento de todas as estrelas que vemos - quando se trata de sistemas em geral, cerca de 30 por cento em nossa galáxia são múltiplos , enquanto o resto é solteiro, de acordo com Charles J. Lada, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Estrelas binárias se desenvolvem quando duas proto-estrelas se formam próximas uma da outra. Um membro desse par pode influenciar seu companheiro se eles estiverem próximos o suficiente, removendo a matéria em um processo chamado transferência de massa. Se um dos membros for uma estrela gigante que deixa para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, um Binário de raio x pode se formar, onde a matéria retirada da companheira do remanescente estelar pode ficar extremamente quente - mais de 1 milhão de F (555.500 C) e emitir raios-X. Se um binário inclui uma anã branca, o gás puxado de um companheiro para a superfície da anã branca pode se fundir violentamente em um flash chamado de nova . Às vezes, acumula-se gás suficiente para o colapso do anão, levando seu carbono a se fundir quase instantaneamente e o anão explodir em uma supernova Tipo I, que pode ofuscar uma galáxia por alguns meses.

Características das estrelas

Brilho

Os astrônomos descrevem o brilho das estrelas em termos de magnitude e luminosidade .

A magnitude de uma estrela é baseada em uma escala com mais de 2.000 anos, idealizada por Astrônomo grego Hiparco por volta de 125 a.C. . Ele numerou grupos de estrelas com base em seu brilho visto da Terra - as mais brilhantes eram chamadas de estrelas de primeira magnitude, as próximas mais brilhantes eram de segunda magnitude e assim por diante até a sexta magnitude, as mais fracas visíveis. Hoje em dia os astrônomos se referem ao brilho de uma estrela visto da Terra como sua magnitude aparente, mas como a distância entre a Terra e a estrela pode afetar a luz que se vê dela, eles agora também descrevem o brilho real de uma estrela usando o termo magnitude absoluta, que é definido por qual seria sua magnitude aparente se estivesse a 10 parsecs ou 32,6 anos-luz da Terra. A escala de magnitude agora vai para mais de seis e menos de um, mesmo caindo em números negativos - a estrela mais brilhante no céu noturno é Sirius , com uma magnitude aparente de -1,46.

Luminosidade é o poder de uma estrela - a taxa em que ela emite energia. Embora a potência seja geralmente medida em watts - por exemplo, a luminosidade do sol é de 400 trilhões de trilhões de watts - a luminosidade de uma estrela é geralmente medida em termos da luminosidade do sol. Por exemplo, Alpha Centauri A é cerca de 1,3 vezes mais luminoso que o sol. Para descobrir a luminosidade de magnitude absoluta, deve-se calcular que uma diferença de cinco na escala de magnitude absoluta é equivalente a um fator de 100 na escala de luminosidade - por exemplo, uma estrela com magnitude absoluta de 1 é 100 vezes mais luminosa que uma estrela com magnitude absoluta de 6.

O brilho de uma estrela depende da temperatura e do tamanho de sua superfície.

Cor

As estrelas vêm em uma variedade de cores, do avermelhado ao amarelado ao azul. A cor de uma estrela depende da temperatura da superfície.

Uma estrela pode parecer ter uma única cor, mas na verdade emite um amplo espectro de cores, potencialmente incluindo tudo, desde ondas de rádio e raios infravermelhos a raios ultravioleta e raios gama. Diferentes elementos ou compostos absorvem e emitem diferentes cores ou comprimentos de onda de luz e, ao estudar o espectro de uma estrela, pode-se adivinhar qual seria sua composição.

Temperatura da superfície

Os astrônomos medem as temperaturas das estrelas em uma unidade conhecida como Kelvin , com uma temperatura de zero K ('zero absoluto') igual a menos 273,15 graus C, ou menos 459,67 graus F. Uma estrela vermelha escura tem uma temperatura superficial de cerca de 2.500 K (2.225 C e 4.040 F); uma estrela vermelha brilhante, cerca de 3.500 K (3.225 C e 5.840 F); o sol e outras estrelas amarelas, cerca de 5.500 K (5.225 C e 9.440 F); uma estrela azul, cerca de 10.000 K (9.725 C e 17.540 F) a 50.000 K (49.725 C e 89.540 F).

A temperatura da superfície de uma estrela depende em parte de sua massa e afeta seu brilho e cor. Especificamente, a luminosidade de uma estrela é proporcional à temperatura à quarta potência. Por exemplo, se duas estrelas têm o mesmo tamanho, mas uma é duas vezes mais quente que a outra em Kelvin, a primeira seria 16 vezes mais luminosa que a última.

Tamanho

Os astrônomos geralmente medem o tamanho das estrelas em termos do raio do nosso sol. Por exemplo, Alpha Centauri A tem um raio de 1,05 raios solares (o plural de raio). As estrelas variam em tamanho, desde estrelas de nêutrons, que podem ter apenas 20 quilômetros de largura, até supergigantes com aproximadamente 1.000 vezes o diâmetro do sol.

O tamanho de uma estrela afeta seu brilho. Especificamente, a luminosidade é proporcional ao raio ao quadrado. Por exemplo, se duas estrelas tivessem a mesma temperatura, se uma estrela fosse duas vezes mais larga que a outra, a primeira seria quatro vezes mais brilhante que a última.

Massa

Os astrônomos representam a massa de uma estrela em termos de massa solar , a massa do nosso sol. Por exemplo, Alpha Centauri A tem 1,08 massas solares.

Estrelas com massas semelhantes podem não ser semelhantes em tamanho porque têm densidades diferentes. Por exemplo, Sirius B tem aproximadamente a mesma massa do sol, mas é 90.000 vezes mais denso e, portanto, tem apenas um quinquagésimo de seu diâmetro.

A massa de uma estrela afeta a temperatura da superfície.

Campo magnético

As estrelas são bolas giratórias de gás turbulento e eletricamente carregado e, portanto, normalmente geram campos magnéticos. Quando se trata do sol, os pesquisadores descobriram que seu campo magnético pode se tornar altamente concentrado em pequenas áreas, criando características que vão desde manchas solares a erupções espetaculares conhecidas como erupções e ejeções de massa coronal. Uma pesquisa recente no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics descobriu que o o campo magnético estelar médio aumenta com a taxa de rotação da estrela e diminui à medida que a estrela envelhece.

Metalicidade

o metalicidade de uma estrela mede a quantidade de ' metais 'tem - isto é, qualquer elemento mais pesado que o hélio.

Podem existir três gerações de estrelas com base na metalicidade. Os astrônomos ainda não descobriram nada do que deveria ser a geração mais antiga, estrelas de População III nascidas em um universo sem 'metais'. Quando essas estrelas morreram, elas liberaram elementos pesados ​​no cosmos, aos quais as estrelas de População II incorporaram quantidades relativamente pequenas. Quando vários deles morreram, eles liberaram mais elementos pesados, e as estrelas de População I mais jovens, como o nosso sol, contêm a maior quantidade de elementos pesados.

Classificação de estrelas

As estrelas são normalmente classificadas por seu espectro no que é conhecido como sistema Morgan-Keenan ou MK. Existem oito classes espectrais, cada uma análoga a uma gama de temperaturas de superfície - da mais quente à mais fria, estas são O, B, A, F, G, K, M e L. Cada classe espectral também consiste em 10 tipos espectrais, variando do numeral 0 para o mais quente ao numeral 9 para o mais frio.

As estrelas também são classificadas por sua luminosidade no sistema Morgan-Keenan. As classes maiores e mais brilhantes de estrelas têm os números mais baixos, dados em algarismos romanos - Ia é uma supergigante brilhante; Ib, um supergigante; II, um gigante brilhante; III, um gigante; IV, um subgigante; e V, uma sequência principal ou anão.

Uma designação MK completa inclui o tipo espectral e a classe de luminosidade - por exemplo, o sol é um G2V.

Open Star Cluster Messier 50

Estrutura estelar

A estrutura de uma estrela pode muitas vezes ser pensada como uma série de finas conchas aninhadas , um pouco como uma cebola.

Uma estrela durante a maior parte de sua vida é uma estrela da sequência principal, que consiste em um zonas centrais, radiativa e convectiva , uma fotosfera, uma cromosfera e uma coroa. O núcleo é onde ocorre toda a fusão nuclear para alimentar uma estrela. Na zona radiativa, a energia dessas reações é transportada para fora por radiação, como o calor de uma lâmpada, enquanto na zona de convecção, a energia é transportada pelos gases quentes turbulentos, como o ar quente de um secador de cabelo. Estrelas enormes que têm mais do que várias vezes a massa do Sol são convectivo em seus núcleos e radiativas em suas camadas externas, enquanto estrelas comparáveis ​​ao Sol ou menos em massa são radiativas em seus núcleos e convectivas em suas camadas externas. Estrelas de massa intermediária do tipo espectral A podem ser totalmente radiativas.

Depois dessas zonas, vem a parte da estrela que irradia luz visível, a fotosfera , que geralmente é chamada de superfície da estrela. Depois disso, vem a cromosfera, uma camada que parece avermelhada por causa de todo o hidrogênio encontrado lá. Finalmente, a parte mais externa da atmosfera de uma estrela é a corona, que se superaquecida pode ser ligado à convecção nas camadas externas .

Reportagem adicional de Elizabeth Howell e Nola Taylor Redd, colaboradores do Space.com